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Die Beschaffenheit der HimmelSkSrper

Von

Prof. W. F. Wislicenus

Neu bearbeitet von

Dr. H. Ludendorff

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aus der Sammlung Göschen.

Naturwissenschaftliche Bibliothek

Jedes Bändchen elegant in Leinwand gebunden 80 Pfennig.

Nr. 460.

Paläontologie und Abstammungslehre von Prof. Dr. Karl Diener in Wien. Mit 9 Abbildungen.

Der menschliche Körper von E. Rebmann. Mit Gesundheitslehre von Dr. med. H. Seiler. Mit 47 Abbildungen und 1 Tafel.    Nr. 18.

Urgeschichte Oer Menschheit von Prof. Dr. M. Hoernes.^Mit ^Abbildungen.    Nr. 42.

Völkerkunde von Dr. M. Haberlandt. Mit 51 Abblldungen. Nr. 73.

Tierkunde von Prof. Dr. F. v. Wagner. Mit 78 Abbild.    Nr. 60.

Geschichte Oer 3ootogie von Prof. Dr. Rud. Burckhardt. Nr. 357.

Nr. 378.

Entwicklungsgeschichte Oer Tiere von Dr. Johs. Meisenheimer, Pro» fessor der Zoologie an der Universität Jena. I r Furchung, Primitivanlagen, Larven, Formblldung, EmbryonalhüUen. Mit 48 Figuren.

Nr. 379. Nr. 131. Nr. 218.

--II: Organbildung. Mit 46 Figuren.

Tierbiologie von Prof. Dr. H. Simroth.

Tiergeographie von Prof. Dr. A. Jacobi. Mit 2 Karten.

Das Tierreich I r Säugetiere von Oberstudienrat Prof. Dr. Karl Lampert. Mit 15 Abbildungen.

—    III: Reptilien unO Amphibien von Dr. Franz Werner, Professor

Nr. 383.

—    IV: Sifche von Dr. Max Raucher in Neapel. Mit 37 Abbild. Nr. 356.

—    V: Infekten von Dr. I. Groß in Neapel (Stazione Zoologica). Mit 56 Ab

bildungen.    Nr. 594.

—    VI: Die wirbellosen Tiere von Dr. Ludwig Böhmig. Professor der

Zoologie an der Universität Graz. I: Urtiere, Schwämme, Nesseltiere, Rippenquallen und Würmer. Mit 74 Figuren.    Nr. 439.

--II Krebse, Spinnentiere, Tausendfüßer, Weichtiere, Moostierchen, Armfüßer, Stachelhäuter und Manteltiere. Mit 97 Figuren.

Schmarotzer unö Schmarotzertum in Oer Tierwelt von Prof.

Dr. F. v. Wagner. Mil 67 Abblldungen.    Nr. 151.

Die pflanze von Prof. Dr. E. Dennert. Mit 96 Abblld.

Die Stämme Oes Pflanzenreiches von Privatdozent Dr. Rob. Pilger, Kustos am Kgl. Botanischen Garten in Berlin-Dahlem. Mit 92 Abbildungen.

Nr. 485.

an der Universität Wien. Mit 48 Abbildungen.

Nr. 282.

Nr. 440.

Nr. 44.

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Mit 43 AbbllW

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M. Nordhaus

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Biblioteka Politechniki Krakowskiei letne Biologie.

Nr. 127.

E- von Prof. Dr.

Nr. 141. i Ziehen. Mit Nr. 591.

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Dom \. Januar ^3 ab beträgt der preis der Sammlung Göschen 90 Pf. für den Band

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3etlenlebre und Anatomie der pflanzen von Prof. Dr. H. Mehr. Mit 79 Abbildungen.    Nr. 556.

Die pftansenweit der Gewässer von Prof. Dr. W. Migula. Mit 50 Abbildungen.    Nr. 158.

Cxkurfionsflora von Deutschland zum Bestimmen der foäus-tigeren in Deutschland wildwachsenden pflanzen. 2 Bänd-chen. Mit 100 Abbildungen.    Nr. 268, 269.

Die Pilze, eine Einführung in die Kenntnis ihrer formen-reihen von Prof. Dr. G. Lindau in Berlin. Mit 10 Figurengruppen im Text.    Nr. 574.

Die Nadelhölzer von Prof. Dr. F. W. Neger in Tharandt. Mit 85 Ab-bildungen, 5 Tabellen und 3 Karten.    Nr. 355.

Nutzpflanzen von Prof. Dr. I. Behrens. Mit 53 Abbildungen. Nr. 123.

Das S

von

Vftem der Blütenpflanzen mit Ausschluß der Gymnospermen Dr. R. Pilger. Mit    31 Figuren.    Nr. 393.

Die Pflanzenkrankheiten von Dr. Werner Friedrich Bruck in Gießen. Mit 45 Abbildungen und 1 farbigen Tafel.    Nr. 310.

Cyfineralogie von Prof. Dr. R. Brauns. Mit 132 Abbild.    Nr. 29.

z Geologie von Prof. Dr. E. Fraas. Mit 16 Abbildungen und 4 Taf. Nr. 13. Paläontologie von Prof. Dr. R. Hoernes. Mit 87 Abbild. Nr. 95. Petrographie von Prof. Dr. W. Bruhns. Mit vielen Abbild. Nr. 173. /ßdftallographte von Prof. Dr. W. Bruhns. Mit 190 Abbild. Nr. 210.

- Geschichte der Physik von Prof. A. Kistner. Mit 16 Figuren. 2 Bde.

Nr. 293, 294.

theoretische Physik von Prof. Dr. G. Jäger. Mit Abbildungen. 4 Teile.

Nr. 76—78, und 374.

^Radioaktivität von Wilh. Fromme!. Mit 21 Figuren.

y Physikalische (Dessungsmethoden von Oberlehrer Dr. Wilh. Bahrdt. Mit 49 Figuren.    Nr. 301.

Physikalische Aufgabensammlung von G. Mahler, Professor am Gymnasium in Ulm. Mit den Resultaten.    Nr. 243.

Nr. 317.

Physikalische Formelsammlung von G. Mahler, Professor am Gymnasium in Ulm.    Nr. 136.

Physikalisch-Chemische Rechenaufgaben vvn ProfessorDr.R.Abegg und Privatdozent Dr. O. Sackur, beide an der Universität Breslau. Nr. 445.

Nr. 354.

Vektoranalysis von Dr. Siegfr. Balentiner, Professor an der Bergakademie in Clausthal. Mit 11 Figuren.

Nr. 264.

Geschichte der Chemie von Dr. Hugo Bauer. I: Bon den ältesten Zeiten bis zur Berbrennungstheorie, von Lavoisier.

Nr. 265. Nr. 37.

--II: Bon Lavoisier bis zur Gegenwart.

Anorganische Chemie von Dr. I. Klein.

Nr. 38.

Organische Chemie von Dr. I. Klein.

Chemie der Rohlenstoffverbindungen von Dr. H. Bauer. 4 Teile.

Nr. 191—194.

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Analytische Chemie v. Dr. Johs. Hoppe. 1. u. 2. Teil. Nr. 247, 248. Maßanalyse von Dr. O. Rohm. Mit 14 Figuren.    Nr. 221.

Nr. 195. Nr. 201.

technisch-Chemische Analyse von Prof. Dr. G. Lunge. Mit^16 Abbildungen.

Stereochemie von Prof. Dr. E. Wedekind. Mit 34 Fig.

Allgemeine und physikalische Chemie, von Dr. Max Rudolphi.

Mit 22 Abblldungen.    Nr. 71.

Nr. 252.

Elektrochemie von Dr. Heinr. Danneel. I: Theoretische Elektrochemie und ihre physikalisch-chemischen Grundlagen. Mit 18 Figuren.

--II: Experimentelle Elektrochemie, Meßmethoden, Leitfähigkeit, Lösungen.

Mit 26 Figuren.    Nr. 253.

Nr. 543—544 und 588.

pharmazeutische Chemie von Privatdozent Dr. E. Mannheim in Bonn. 3 Bändchen.

toxikologische Chemie von Privatdoz. Dr. E. Mannheim in Bonn. Mit 6 Abbildungen.    Nr. 465.

Agrikulturchemie. I r pflansenernährung von Dr. Karl Grauer.

Nr. 329!

Das agrikulturchemifche Rontrollwefen von Dr. Paul Krische.

Nr. 304.

Agrikulturchemifche Unterfuchungsmethoden von Prof. Dr E. Haselhoff.    Nr. 470.

PtWfiologifche Chemie v. Dr. ms<1. A. Legahn. 2 Telle. Nr. 240, 241. Meteorologie von Dr. W. Trabert. Mit 49 Abbildungen und 7 Tafeln. X *    Nr. 5l!

.Erdmagnetismus, Crdftrom und Polarlicht von Dr. A.Nippoldt Mit 17 Abblldungen    und    5    Tafeln.    Nr. 175!

Astronomie von A. F. Möbius, neubearbeitet von Prof. Dr. Herrn. Kobold

1    r Das Planetensystem. Mit 33 Abblldungen.    Nr. 11*

--11: Kometen, Meteore und das Sternsystem. Mit 15 Figuren und

2    Sternkarten.    Nr. 529

Aftrophvfik von Prof. Dr. W. F. Wislicenus, neubearbeitet von Dr

H. Ludendorff.    Mit    15 Abblldungen.    Nr. 9L

astronomische Geographie von Prof. Dr. S. Günther. Mit 52 Ab.

/    blldungen.    Nr. 92.

yPfovftfche Geographie von Prof. Dr. S. Günther. Mit 32 Abblldungen!

Phvfifche Meereskunde von Prof. Dr. Gerhard Schott. Mit?9 Ab-blldungen und 8 Tafeln.    Nr. 112.

^imakunds. I r Allgemeine Rlimalehre Den Pros. Dr. W. «öppen! ^X Mit 2 Abblldungen und 7 Tafeln.    Nr. 114.

idaläoklimatologte von Dr. Wllh. R. Eckardt.    Nr! 482.

Cuft- und Meeresströmungen von Dr. Franz Schulze. Direktor der Navigationsschule zu Lübeck. Atit 27 Abbildungen und Tafeln. Nr. 551^ K^Zer Abriß des täglich an Bord von Handelsschiffen angewandten Teüs der Schiffahrtskunde von Di . Franz Schulze, Direktor der Navigations-schule zu Lübeck. Mtt 56 Abbildungen.    Nr. 84.

Weitere Bände sind in Vorbereitung.

Sammlung Göschen

Astrophysik

Die Beschaffenheit der Himmelskörper

Von

Prof. W. F. Wislicenus

Dritte Auflage

Neu bearbeitet von

Dr. H. Ludendorff

Observator am Kgl. Astrophysikalischen Observatorium in Potsdam

Mit 15 Abbildungen

Leipzig

G. I. Göschen'sche Berlagshandlung 1909

Alle Rechte, insbesondere das Übersetzungsrecht, von der Verlagshandlung vorbehalten

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Inhaltsverzeichnis.

Seite

Literatur.......................

§    5.    Die    Rotation der Sonne.....

§ 6. Helligkeit und Temperatur der Sonne

§ 7. Die Sonnentheorien.......

§ 8. Die Korona und das Zodiakallicht .

Zweites Kapitel: Der Mond.;

§ 9. Die Gebilde der Mondoberfläche . .

§ 10. Helligkeit, Atmosphäre und Temperatur des Mondes 58 §11. Die Veränderungen auf dem Monde § 12. Die Entstehung der Gebilde auf dem Monde . . 65

Drittes Kapitel: Die Planeten und ihre Trabanten.

§ 13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten 68 §14. Die physische Beschaffenheit der inneren Planeten 78 § 15. Die physische Beschaffenheit der äußeren Planeten 88

Viertes Kapitel: Die Kometen und Meteore.

§ 16. Die Kometen............

§ 17. Die Meteore ............

Fünftes Kapitel: Die Fixsterne und Nebelflecke.

§ 18. Die Spektralanalyse der Fixsterne . . .

§ 19. Die veränderlichen und neuen Sterne .

§20. Die Nebelflecke und Sternhaufen . . .

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39

44

49

62

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100

Literatur.

A. M. Clerke, Problems in Astrophysics. London (Black) 1903. —, The System of the Stars. London (Black) 1905.

G. E. Haie, The Study of Stellar Evolution. Chicago (University Press) 1908.

G. Müller, Die Photometrie der Gestirne. Leipzig (Engelmann) 1897.

Newcomb - Engelmann, Populäre Astronomie. Dritte Auflage.

Herausgegeben von H. C. Vogel. Leipzig (Engelmann) 1905. I. Sch ein er, Populäre Astrophysik. Leipzig (Teubner) 1908.

Astronomische Nachrichten. Herausgegeben von H. Kobold. Kiel. Jährlich etwa drei Bände.

The Astrophysical Journal. Edited by G. E. Haie and E. B. Frost. Chicago. Jährlich zwei Bände.

Die Publikationen verschiedener Sternwarten, namentlich des Astrophhsikalischen Observatoriums in Potsdam, des Lick-Observatoriums (Mount Hamilton, California), des Derkes-Observatoriums (Williams Bay, Wisconsin, U. S. A), des Harvard - College - Observatoriums (Cambridge, Mass., U. S. A.) u. a. m.

Einleitung.

Die Astrophysik ist ein verhältnismäßig junger Zweig der Astronomie. Während unter Astrometrie oder Astronomie schlechthin diejenige Wissenschaft verstanden wird, welche sich mit der Bewegung, der Entfernung und der Größe der Himmelskörper, ihrer gegenseitigen Stellung usw. beschäftigt, hat die Astrophysik die Aufgabe, die physische und chemische Beschaffenheit der einzelnen Himmelskörper zu ergründen. Infolge des gewaltigen Aufschwungs, den die Physik im neunzehnten Jahrhundert genommen hat, wurde es zur Notwendigkeit, mit Hilfe der neuen physikalischen Methoden und Entdeckungen die Körper im Weltraum zu studieren, und so ist die Astrophysik in den letzten Jahrzehnten zu einem recht umfangreichen Wissensgebiet geworden.

Bei einem jeden, der sich mit den Ergebnissen der Astrophysik näher befassen will, muß eine gewisse Kenntnis der Elemente der Astronomie vorausgesetzt werden, etwa wie sie in Möbius' „Astronomie" (Sammlung Göschen Nr. 11) dargelegt werden. Namentlich aber sind auch physikalische Kenntnisse nötig. Der Leser soll hier zunächst an einige physikalische Grundbegriffe kurz erinnert werden, ohne daß indessen ein näheres Eingehen auf dieselben geplant ist.

Bei der Erforschung der Himmelskörper auf ihre Beschaffenheit hin sind wir meist einzig darauf angewiesen, das von ihnen zu uns dringende Licht zu untersuchen. Zu der anschaulichsten Vorstellung vom Wesen des Lichtes gelangt man, wenn man dasselbe als'Wellenbewegung des Äthers auffaßt. Die Wellen sind transversale, d. h. die Schwingungen erfolgen senkrecht zur'Fortpflanzungsrichtung des Lichtes, und zwar in der Regel in allen möglichen durch den Lichtstrahl gelegten Ebenen. Wenn jedoch ein Lichtstrahl unter einem bestimmten Winkel, dem Polarisationswinkel, auf eine spiegelnde Fläche fällt, so ist der reflektierte Lichtstrahl polarisiert, d. h. die Schwingungen erfolgen nur noch in einer bestimmten Ebene. Die Größe des Polarisationswinkels hängt von der Beschaffenheit der spiegelnden Fläche ab. Trifft ein Lichtstrahl auf die Fläche unter einem andern als dem Polarisationswinkel, so wird nur ein Teil des reflektierten Lichtes polarisiert. Die Polarisation läßt sich durch besondere Apparate nachweisen, und man kann somit feststellen, ob ein Himmelskörper eigenes oder reflektiertes Licht zu uns sendet.

Für Licht von einer bestimmten Farbe erfolgen die Ätherschwingungen in einer ganz bestimmten Periode, die man als Schwingungsdauer bezeichnet. Während dieser Zeit pflanzt sich die Schwingung um eine gewisse Strecke, die Wellenlänge, fort. Da die Schwingungen äußerst rasch vor sich gehen, so sind trotz der großen Fortpflanzungsgeschwindigkeit des Lichtes (300 000 km in der Sekunde) die Wellenlängen sehr klein. Man mißt sie in Lmgströmschen Einheiten (1 ÄE --- 0,000 000 1 mm) oder in iifx (1 juu = 10 ÄE). Durch die Wellenlänge wird die Farbe des Lichtes bedingt.

Um Strahlen verschiedener Wellenlänge voneinander zu trennen, bedient man sich eines Spektroskopes. Man läßt das Licht einen feinen Spalt passieren und daraus eine Linse, die so gestellt ist, daß sie die Lichtstrahlen parallel macht. Letztere fallen alsdann auf ein Prisma, welches die Strahlen verschiedener Wellenlänge verschieden stark bricht, die roten am wenigsten, die violetten am stärksten. Das Licht wird so in ein Spektrum zerlegt, welches man durch ein Fernrohr betrachtet. Ist die Lichtquelle ein fester oder flüssiger glühender Körper, so ist das Spektrum ein kontinuierliches, d. h. ein ununterbrochenes Band von Farben, die in der Reihenfolge Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau, Indigo, Violett ineinander übergehen. Ist dagegen die Lichtquelle ein glühendes Gas, so besteht das Spektrum aus einzelnen, hellen Linien (Emissionsspektrum). Die Wellenlängen der Linien lassen erkennen, was für Elemente in der Lichtquelle leuchten, da jedes Element Linien von ganz bestimmten Wellenlängen erzeugt. Darauf bemht die Wissenschaft der Spektralanalyse.

Es möge hier erwähnt werden, daß gewisse Elemente, namentlich aber chemische Verbindungen, sogenannte Banden-oder Bänderspektra besitzen, in denen die Linien in engen Gruppen angeordnet sind. In schwachen Spektralapparaten lassen sich die Gruppen nicht mehr in einzelne Linien auflösen.

Betrachtet man das Spektmm der Sonne, so bemerkt man, daß dasselbe zwar kontinuierlich, aber von zahllosen tmnfeht Linien durchzogen ist. Die Deutung dieser sogenannten Fraunhoferschen Linien gelang erst, als Kirchhofs und Bunsen fanden, daß Gase Lichtstrahlen von denselben Wellenlängen, welche sie selbst auszusenden vermögen, absorbieren, wenn diese Strahlen von einem glühenden Körper herkommen, der eine höhere Temperatur besitzt als die Gase selbst. Genau an der Stelle der hellen Linien, die das Spektmm der Gase selbst zeigen würde, erblickt man also dunkle Linien in dem sonst kontinuierlichen Spektrum des glühenden Körpers, man erhält ein Absorptionsspektrum. Aus den Wellenlängen der Absorptionslinien kann man wiedemm auf die Konstitution der betreffenden Gase schließen, in obigem Beispiel also auf die Zusammensetzung der Atmosphäre der Sonne. Das Aussehen der einzelnen Spektrallinien — sowohl der Emissions-wie der Absorptionslinien — hängt u. a. ab von dem Druck, unter welchem die die Linien erzeugenden Gase stehen. Ist dieser Druck stark, so erscheinen die Linien breiter und verwaschener als bei geringerem Druck. Auch die Temperatur der Gase und die Gegenwart anderer Gase beeinflussen das Aussehender einzelnen Linien wie auch des ganzen Spektrums.

Die Wellenlängen der Spektrallinien werden ebenfalls durch den Druck beeinflußt, in weit stärkerem Grade aber durch die relative Bewegung des Beobachters und der Lichtquelle. Nähert sich die Lichtquelle dem Beobachter — gleichgültig, ob infolge einer Bewegung der Lichtquelle oder des Beobachters oder beider —, so erscheinen die Wellenlängen der Spektrallinien verkleinert gegenüber ihrem normalen Wert. Nimmt die Entfewung zwischen Beobachter und Lichtquelle dagegen zu, so erscheinen die Wellenlängen vergrößert. Da im sichtbaren Spektrum die violetten Strahlen die kleinsten, die roten . die größten Wellenlängen besitzen, so sind im ersten Falle die Spektrallinien etwas nach Violett, im zweiten nach Rot verschoben. Man nennt die Geschwindigkeit, mit der sich ein Körper infolge seiner und des Beobachters Bewegung dem letzteren nähert oder von ihm entfernt, die Radialgeschwin-d i g k eit in bezug auf den Beobachter. Die erwähnte Änderung der Wellenlänge einer Spektrallinie ist proportional der Radialgeschwindigkeit und der Wellenlänge selbst (Dopplersches Prinzip). Durch Messung der Verschiebung der Spektrallinien kann man die Radialgeschwindigkeit bestimmen.

Das dem menschlichen Auge sichtbare Spektrum (vom Rot bis zum Violett) umfaßt nicht den ganzen Bereich der von einem glühenden Körper ausgehenden Strahlung. Es setzt sich vielmehr über das Violett hinaus fort in das Ultraviolett, welches sich durch seine Wirkung auf die photographische Platte nachweisen läßt, und über das Rot hinaus in das Gebiet der ultraroten und Wärmestrahlen, die sich durch ihre Wärmewirkung bemerkbar machen.

Auch auf einige Begriffe aus der Wärmelehre möge hier hingewiesen werden. Unter einer Grammkalorie versteht man die Wärmemenge, welche nötig ist, um 1 g Wasser von der Temperatur 0° auf die Temperatur + 1° G bringen. Die Wärme ist eine Bewegung der kleinsten Teilchen eines Körpers. Sind solche Bewegungen überhaupt nicht vorhanden, so hat der betreffende Körper die tiefste überhaupt denkbare Temperatur. Dieser absolute Nullpunkt der Temperatur liegt, wie hier nicht bewiesen werden kann, bei — 273° C. Die von dem absoluten Nullpunkt an gezählte Temperatur nennt man absolute Temperatur; man erhält diese also, wenn man zu der nach der gewöhnlichen Skala gemessenen Temperatur 273° addiert.

Erstes Kapitel.

Die Sonne.

§ 1. Die Erscheinungen aus der Sonnenobersläche.

Als Zentralkörper unseres Planetensystems verdient die Sonne ganz besonderes Interesse; sie ist zudem der einzige Fixstern, der uns so nahe ist, daß wir Einzelheiten auf seiner Oberfläche und in seiner näheren Umgebung zu erkennen vermögen. Die Ergebnisse der Sonnenforschung sind demnach auch für die Astrophysik der Fixsterne von der größten Bedeutung. Daher wird gegenwärtig der Untersuchung der Vorgänge auf der Sonne seitens der Astronomen weitgehende Aufmerksamkeit geschenkt, und gerade in den letzten Jahren sind einige wichtige Fortschritte in diesem Zweige der Astrophysik erzielt worden.

Einen Begriff von der enormen Größex) der Sonne erhält man durch folgende Angaben: Der Durchmesser der Sonne ist 109 mal so groß als der der Erde. Denkt man sich die Sonne als Hohlkugel, in deren Mittelpunkt sich die Erde befinden möge, so kann sich unser Mond innerhalb dieser Kugel nicht nur frei in seiner Bahn bewegen, sondern von dieser bis zur äußeren Schale ist noch ein nahezu ebenso großer Abstand, wie ihn der Mond von der Erde hat. Das Volumen der Sonne ist 1 300 000 mal so groß als das der Erde, ihre Masse aber nur' 330 000 mal so groß als die Erdmasse. Die mittlere Dichte der Sonne ist daher nur etwa ein Viertel timt der mittleren Erddichte, d. h. etwa 1,4 mal so groß als die des Wassers. Die Anziehung, die der ungeheure Sonnenball auf die Körper an seiner Oberfläche ausübt, ist so groß, daß ein auf eine Federwage gelegtes Kilogrammgewicht aus der Sonnenobersläche so stark angezogen werden würde, daß der Zeiger der Wage auf 27,7 kg zeigt.

Diejenige Schicht der Sonne, welche sich dem Auge als Sonnenoberfläche darstellt, wird Photosphäre genannt. Betrachtet man die Sonne durch ein gutes Fernrohr bei günstigem Luftzustande, so bemerkt man, daß die Photosphäre nirgends gleichmäßig hell erscheint, sondern eine ausgesprochen körnige Stmktur hat. Man sieht nämlich auf der Sonnenoberfläche eine Unzahl dicht gesäter, durch dunklere Zwischenräume getremtter, vielfach aber auch direkt aneinander anstoßender Körperchen von leuchtend weißem Glanze. Für diese Erscheinung ist der Name „Granulation" der Sonnenoberfläche eingeführt worden; die einzelnen Körperchen werden als „Reiskörner" bezeichnet, da sie häufig eine gewisse Ähnlichkeit mit solchen besitzen. Janssen in Meudon bei Paris

Genaue Zahlenangaben über scheinbare und wahre Größe der Sonne, ihre Entfernung von der Erde usw. findet man in „Astronomie von A. F. Möbius" ^Sammlung Göschen Nr. 11).

und andere haben photographische Aufnahmen der Sonne angefertigt, welche die Granulation prächtig zeigen; Fig. 1 stellt einen Teil einer solchen Aufnahme dar.

Die Ausdehnung der Reiskörner ist sehr verschieden; zumeist sind sie 1—4 Bogensekunden groß, haben also in Wirklichkeit immerhin Dimensionen von 700—3000 Irrn; es kommen aber auch kleinere von 200 km Größe vor. Man will bemerkt haben, daß sich die größeren Reiskörner aus kleinen leuchtenden Punkten zusammensetzen. Alle Reiskörner sind in lebhaftester, regelloser Bewegung, so daß auf photographischen Aufnahmen,

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Fig. 1. Granulation der Sonne.

die mit Zwischenzeiten von 5 Minuten hergestellt sind, das Bild der Granulation ein vollständig anderes geworden ist. Indem man Aufnahmen sehr rasch hintereinander anfertigte, ist es in einigen Fällen gelungen, die Bewegung einzelner Reiskörner zu verfolgen. Sie haben meist Geschwindigkeiten von einigen Kilometern in der Sekunde. Janssen hat zuerst darauf aufmerksam gemacht, daß auf seinen Sonnenphotographien die Granulation in einzelnen Gebieten der Sonnenoberfläche scharf und deutlich, in anderen Gebieten ganz verschwommen ist. Durch diese Verfchiedenheiten entsteht das, was Janssen das „photosphärische Netz" nennt. Es herrscht aber kein Zweifel, daß diese Erscheinung nur durch

Schlieren in unserer irdischen Atmosphäre entsteht, die das Bild der Sonne teilweise undeutlich machen.

Die Körner der Granulation sind als die eigentlichen Lichtspender anzusehen. Die relativ dunkeln Zwischenräume zwischen ihnen nennt man, namentlich wenn sie etwas größer sind, „Poren". Vereinigt sich eine Anzahl von diesen Poren, so entsteht ein sogenannter Sonnenfleck. Die Sonnenflecke bilden die bei weitem auffälligste Erscheinung, welche die Photosphäre uns darbietet. Ein solcher Fleck besteht im wesentlichen aus einem dunkeln, zentralen Teil, dem Kernfleck, und einem weniger dunkeln, letzteren umschließenden Hofe, dem Halbschatten oder der Penumbra. Das Ganze stellt oft ein rundliches Gebilde dar, doch sind auch langgestreckte und ganz unregelmäßige Flecke recht häufig. Der Kernfleck ist keineswegs schwarz, sondern meist von grauer Färbung; in ihm treten gelegentlich besonders dunkle Stellen deutlich hervor. Viel heller als der Kern ist die Penumbra, die eine faserige, radial zum Kern verlaufende Struktur erkennen läßt. Die Helligkeit eines Kernfleckes ist nach Evershed etwa bis der eines gleich großen Stückes der Photosphäre.

Die Größe der Flecke ist außerordentlich verschieden: Flecke von 10 000 km Durchmesser sind häufig, und es kommen auch weit größere vor. So hat man im Jahre 1858 einen Fleck von 230 000 km Durchmesser beobachtet. Fig. 2 stellt einen von Lohse in Potsdam am 30. Mai 1881 beobachteten großen Sonnenfleck dar, der durch eindringende Lichtmassen mehrfach geteilt erscheint. Ein Sonnenfleck ist nämlich beständigen, meist ziemlich schnellen Berändemngen unterworfen, die nicht nur seine äußere Gestalt betreffen, sondern auch völlige Zerreißungen und Auflösungen des Flecks in eine Flecken-gmppe zur Folge haben. Im Kernfleck zeigen sich gelegentlich wolkenartige, zarte Gebilde; dann schießen wieder von der

Penumbra Ströme durch den Kemfleck, die eine'Lichtbrücke über denselben bilden, wie solche der linke Teil des Flecks in Fig. 2 schön zeigt. Dadurch wird vielfach die Zerteilung und damit allmähliche Auflösung des Flecks eingeleitet; doch tritt auch gelegentlich der entgegengesetzte Fall ein, daß mehrere kleine, benachbarte Flecke sich zu einem großen zusammenschließen. Die durchschnittliche Lebensdauer eines Flecks beträgt ungefähr 50 Tage, doch bleiben manche weit länger

Fig. 2. Sonnenfleck (nach Lohse).

bestehen. Hervorzuheben ist noch, daß die Flecke meist gruppenweise auftreten.

Die Flecke nehmen an der Rotation der Sonne um ihre Achse teil. Nähert sich ein Fleck dem Sonnenrande, so verbreitert sich die Penumbra allmählich auf der dem Rande zugekehrten Seite etwas, während sie auf der entgegengesetzten Seite schmäler wird und der Kemfleck ebenfalls langsam, anfängt, schmäler zu werden. Endlich ist die Penumbra auf der vom Sonnenrand abgekehrten Seite ganz verschwunden, während sie auf der anderen Seite noch breit erscheint; je näher nun der Fleck dem Rande rückt, desto schmäler erscheinen Kemfleck und Penumbra, bis endlich ersterer ganz verschwindet,

während letztere erst kurz vor der Berührung mit dem Rande unsichtbar wird. Dieselben Erscheinungen wiederholen sich in umgekehrter Reihenfolge beim Auftauchen eines Flecks am Sonnenrande. Der ganze Vorgang, der zuerst von Wilson um 1770 beobachtet wurde, erweckt den Eindruck, als ob die Flecke trichterförmige Vertiefungen in der Photosphäre seien. Übrigens zeigt sich das Wilsonsche Phänomen keineswegs bei allen Flecken, und einzelne erfahrene Beobachter behaupten sogar, daß es nur verhältnismäßig selten in Erscheinung tritt. Immerhin ist aber die Ansicht, daß die Flecke Vertiefungen seien, ziemlich allgemein angenommen, zumal da auch noch andere Gründe dafür sprechen.

Wenn auch aus dem Altertum vereinzelte Beobachtungen vorliegen, die sich zweifellos auf das Erscheinen besonders großer Sonnenflecke beziehen, so datiert doch die eigentliche Entdeckung derselben erst seit der Erfindung des Fernrohrs. Zuerst mit einem solchen gesehen hat sie wohl Galilei im August 1610. Im Dezember desselben Jahres entdeckte sie unabhängig der Ostfriese'Johann Fabricius, und im März 1611 der Jesuit Christoph Scheiner in Ingolstadt. Letzterem kommt der Ruhm zu, daß er der erste war, der die Sonnenflecke Jahre hindurch systematisch beobachtete und so bereits zu einer eingehenden Kenntnis ihrer Eigentümlichkeiten gelangte. 1775 sprach Horrebow die Vermutung aus, daß die Flecke in bezug auf die Häufigkeit ihres Erscheinens eine gewisse Periodizität zeigen. Diese Vermutung wurde im 19. Jahrhundert durch die Untersuchungen Schwades bestätigt, und nachdem Wolf in Zürich die gesamten Sonnenfleckenbeobachtungen bearbeitet hatte, fand er, daß die Häufigkeit der Flecke einer Periode von 11V₉ Jahren unterworfen ist, d. h. alle 11 Vo Jahre ist die Fleckenhänfigkeit besonders groß (Sonnenfleckenmaximum), während sie zu einer zwischen zwei Maximis liegenden Zeit besonders klein ist (Sonnen-

fleckenminirnum). Ein Minimum liegt aber nicht genau in der Mitte zwischen zwei Maximis, sondern es folgt dem vorangehenden Maximum nach ungefähr sechs Jahren. Die Zeiten der Maxima und Minima werden keineswegs genau innegehalten, sondern es zeigen sich ziemlich große Unregelmäßigkeiten. Die angegebenen Zahlen sind demnach nur als Durchschnittswerte anzusehen. Es sei übrigens bemerkt, daß auch zur Zeit eines Fleckenmaximums die von Flecken bedeckte Fläche wohl nur selten der sichtbaren Sonnenhalbkugel beträgt.

Außer der elfjährigen Fleckenperiode hat man auch Perioden von anderer Dauer, die sich über die erstere lagern, feststellen zu können geglaubt. So hat Schuster neuerdings ziemlich deutlich eine Periode von 4,8 Jahren konstatiert, die aber, verglichen mit der Hauptperiode, nur ziemlich kleine Schwankungen der Fleckenhäusigkeit zur Folge hat.

Die elfjährige Periode hat man zu den verschiedensten anderen Vorgängen in Beziehung setzen wollen. Sicher ist nachgewiesen, daß die täglichen Variationen der Elemente des Erdmagnetismus einen der Sonnenfleckenhäufigkeit parallelen Verlauf zeigen. Auch beobachtet man häufig starke Störungen des Erdmagnetismus, wenn ein Sonnenfleck den der Erde zugekehrten Zentralmeridian der Sonne passiert. Die Polarlichterscheinungen zeigen gleichfalls eine gewisse Abhängigkeit von den Sonnenflecken¹). Eine Beeinflussung der meteorologischen Elemente auf der Erde durch die Sonnen-sleckenhäufigkeit ist vielleicht auch angedeutet, doch sind die Meinungen hierüber noch sehr geteilt.

Die Flecke treten nicht auf der ganzen Sonnenoberfläche gleichmäßig auf, sondern fast immer in einem Gürtel zu beiden Seiten des Sonnenäqnators. Man denkt sich die Sonne von

²) Näheres über diese Dinge siehe in A. Nippoldt „Erdmagnetismus, Erdstrom und Polarlicht" (Sammlung Göschen Nr. 175).

einem ebensolchen System bort Breitenkreisen überzogen wie die Erde, und wie jedem Punkte der Erdoberfläche eine gewisse geographische Breite entspricht, so entspricht jedem Punkte auf der Sonne eine bestimmte Heliographische Breite. Flecke, die eine größere (nördliche oder südliche) Breite als 40° besitzen, kommen nur äußerst selten vor. Carrington und Spörer haben ein höchst eigentümliches Gesetz aufgefunden, nach welchem sich die Lage der jeweiligen Hauptfleckenzone regelt. Nach einem Minimum der Fleckenhäufigkeit treten nämlich die ersten Flecke in etwa 30° nördlicher und südlicher Breite auf. Allmählich rückt dann die Zone, in welcher sich die meisten Flecken bilden, mehr nach dem Sonnenäquator hin, so daß zur Zeit des Maximums die Mehrzahl der Flecke eine Breite von +15° hat. Das Fortrücken der Fleckenzone dauert an, bis kurz bor dem nächsten Minimum der Äquator bon Norden und Süden her erreicht wird. Während dann noch einige wenige Flecke am Äquator auftreten, beginnt das Spiel in höheren Breiten wieder aufs neue. — Als Teile der Sonnenoberfläche nehmen die Flecke, wie schon erwähnt, an der Rotation der Sonne teil und können zur Bestimmung der Sonnenrotation benutzt werden (bgl. § 5). Sie zeigen aber auch häufig bon der Sonnenrotation unabhängige Bewegungen, die in Länge meist in der Richtung der Rotation bor sich gehen, während sie in Breite meist ganz unregelmäßig und klein sind.

In der Umgebung der Flecke zeigen sich in der Regel besonders helle Gebilde bort geäderter Struktur, die sogenannten Sonnenfackeln. Sie treten aber auch oft ohne Zusammenhang mit einem Fleck auf, und zwar in allen helio-graphischen Breiten, nicht nur in der Fleckenzone. Ihre Anzahl ist ebenfalls einer elfjährigen Periode unterworfen. Besonders auffällig sind die Fackeln in der Nähe des Sonnenrandes, während sie in der Mitte der Sonnensckeibe unsichtbar

werden. Diese eigentümliche Erscheinung läßt sich durch die Annahme erklären, daß die Fackeln über dem allgemeinen Niveau der Photosphäre liegen. Man denkt sich nämlich über die Photosphäre eine verhältnismäßig dünne Schicht stark absorbierender Dämpfe gelagert. Lichtstrahlen, die von einem am Sonnenrande gelegenen Punkte der Photosphäre herkommen, haben nun einen weiteren Weg durch die genannte Schicht zurückzulegen als Strahlen, die von der Mitte der Sonnenscheibe zu uns gelangen. Erstere werden daher durch die Absorption in jener Schicht stärker geschwächt als letztere, so daß die Sonnenscheibe am Rande beträchtlich weniger hell ist als in der Mitte (vgl. § 6). Die Fackeln, welche nach unserer Annahme Erhöhungen der Photosphäre darstellen, werden nun von der Absorption am Rande wegen ihrer Höhenlage weniger betroffen als die übrigen Teile der Photosphäre; der Kontrast zwischen der Fackel und ihrem Hintergrund wird also am Rande der Sonne verstärkt, so daß die Fackeln dort leichter sichtbar sind als in der Mitte der Sonnenscheibe. Für die Annahme einer höheren Lage der Fackeln spricht auch die von einigen Beobachtern gemachte Wahrnehmung, daß dieselben, wenn sie durch die Rotation der Sonne an den äußersten Rand der Sonnenscheibe geführt werden, wulstartig über den Rand hervorragen.

§ 2. Die Beobachtungen am Rande der Sonne.

Die im vorigen Paragraphen beschriebenen Erscheinungen sind jederzeit unter günstigen Bedingungen auf der Sonne sichtbar; bedeckt dagegen bei einer totalen @cmtteTtfmftemi§¹) der Mond die sichtbare Sonnenscheibe vollständig, so zeigt sich eine Anzahl neuer Phänomene. Zunächst wird um die ver-

N Mer die Bedingungen, unter denen eine solche entsteht, siehe „Astronomie von A. F. Möbius" (Sammlung Göschen Nr. 11.)

Ludendorff, Astrophysik.

dunkelnde Mondscheibe eine mehr oder minder hell leuchtende Strahlenkrone, eine Art Heiligenschein von unregelmäßiger Gestalt, sichtbar, die sogenannte Korona der Sonne (vgl. §8); in diese ragen an verschiedenen Stellen, scheinbar vom Mondrande ausgehend, einzelne in rotem Lichte strahlende Erhebungen oder Protuberanzen hinein, welche aus einer ganz schmalen, entweder den ganzen Mondrand oder doch einen großen Teil desselben umgebenden, ebenfalls roten Schicht — nach Lockyers Vorschlag die Chromosphäre genannt — herauszuwachsen scheinen. Bei der Finstemis vom 18. August 1868 gelang es Janssen, mittels des Spektroskops die Protuberanzen auch nach Beendigung der Finstemis zu sehen. Am 20. Oktober desselben Jahres glückte Lockyer in England ganz unabhängig davon eine ähnliche Beobachtung, während Zöllner schon mehrere Monate vor Janssens Entdeckung die Theorie einer Methode angegeben hatte, um mittels des Spektroskops Protuberanzen auch ohne Finstemis beobachten zu können, worauf wir im nächsten Paragraphen ausführlicher zurückkommen. Seitdem werden Protuberanzen und Chromosphäre regelmäßig beobachtet und neuerdings auch photographiert.

Die Chromosphäre zeigt sich als Heller, den Sonnenrand umgebender Lichtstreifen. Unter günstigen Beobachtungsverhältnissen gleicht ihr Aussehen dem eines im Durchschnitt betrachteten langhaarigen Pelzes oder eines wogenden Kornfeldes. Die Dicke der Chromosphäre kann man zu 7000 bis 8000 km annehmen. Gelegentlich zeigen sich auf ihr lichtglänzende Anhäufungen, die den Übergang zu den Protuberanzen bilden. Secchi gliedert letztere ihrer Form nach in Haufen-, Nebel-, Strahlen- und Büschelprotuberanzen. Diese Einteilung ist jedoch keine scharfe, und diejenige in eruptive und ruhende Protuberanzen ist ihr vorzuziehen. Zuweilen schießen aus der Chromosphäre einzelne glänzende Flammen

§ 2. Tie Beobachtungen am Rande der Sonne. 19

hervor, die vielfach wie aus mehreren Fäden zusammengesetzt erscheinen. An ihrer Spitze lösen sie sich in leichte Wölkchen auf, oder sie sinken wieder zurück, so daß dann das Ganze wie ein feuriger Springbrunnen erscheint (eruptive Protuberanzen). Derartige schöne Erscheinungen sind oft nach einer Viertelstunde schon wieder verschwunden, um vielleicht nach einer weiteren halben Stunde an derselben Stelle, wenn auch minder hoch, wieder emporzuschießen. Diese Protuberanzenform, die meist in der Nähe von Flecken auftritt und im allgemeinen auf die Fleckenzone beschränkt ist, zeichnet sich durch große Veränderlichkeit und schroffen Formenwechsel aus. Dagegen sind diejenigen Protuberanzen, welche größere Flächen bedecken und sich in breiterer Gestalt entwickeln, viel beständiger (ruhende Pro tuberanzen). Die hierbei auftretenden Formen sind von größter Mannigfaltigkeit. Bald gleichen sie ungeheuren Pilzen, bald ähneln sie einem Schowstein, bei welchem der Wind den Rauch scharf zur Seite treibt, bald zeigen sie Formen wie die Windwolken in der Erdatmosphäre. Gelegentlich verschwinden die Verbindungsstücke mit dem Sonnenrand gänzlich, und man sieht dann freischwebende Wolken oder Nebelmassen. Man findet diese Art von Protuberanzen an allen Teilen des Sonnenrandes; auch in ihnen kommen übrigens bisweilen starke Bewegungen vor.

Die Protuberanzen erreichen mitunter enorme Höhen. Wohl die höchste bisher überhaupt beobachtete war eine eruptive Protuberanz am 3. März 1907, welche eine Höhe von 720000 km erreichte, eine Größe, die fast der doppelten Entfernung des Mondes von der Erde entspricht. Diese Protuberanz stieg mit sehr großer Geschwindigkeit empor, einzelne ihrer Teile bewegten sich um etwa 580 km in der Sekunde. Es kommen aber selbst noch größere Geschwindigkeiten vor, z. B. solche bis zu 770 km bei einer Protuberanz vom 11. Juli 1892.

Wie die Flecke und die Fackeln, so sind auch die Protu-beranzen in ihrer Häufigkeit der elfjährigen Periode unterworfen. Auch sind sie zur Zeit des Maximums der Fleckenhäufigkeit besonders hoch, zur Zeit des Minimums dagegen durchschnittlich nur niedrig.

§ 3. Das Spektrum der Sonne und ihrer einzelnen Teile.

Wenn man, etwa mittels eines Spiegels, Sonnenlicht auf den Spalt eines Spektralapparates wirft, so fällt Licht von allen Teilen der Sonne auf denselben, und durch Zerlegung dieses Lichtes erhält man das sogenannte mittlere Sonnenspektrum. Dieses Spektrum stellt sich dar als ein kontinuierliches, welches von zahllosen dunkeln Linien von verschiedener Intensität und Breite, den Fraunhoferschen Linien, durchsetzt ist. Von den vielen Untersuchungen des mittleren Sonnenspektrums ist die umfangreichste und genaueste die von Rowland, der zwischen den Wellenlängen 7331ÄE (irrt äußersten Rot) und 2976 ÄE (im Ultraviolett) die Wellenlängen von beinahe 20000 Linien bestimmt und eilt Verzeichnis dieser Wellenlängen sowie einen photographischen Atlas des Sonnenspektrums veröffentlicht hat. Während sich das Sonnenspektmm wesentlich weiter ins Ultraviolett, als es von Rowland geschehen ist, nicht verfolgen läßt, da unsere Atmosphäre alles Licht von kleinerer Wellenlänge als 2930 ÄE absorbiert, ist eine Untersuchung des Sonnenspektrums bis weit ins Ultrarot und das Gebiet der Wärmestrahlen hinein mit hexn sogenannten Bolometer möglich. Wir verdanken Langley eine solche Untersuchung. Er konnte in dem langen, dem Auge gänzlich unsichtbaren Spektralbezirk bis zur Wellenlänge 53000 ÄE die Lage von etwa 700 Absorptionslinien messen.

Durch Vergleichung der Wellenlängen der Linien int Sonnenspektrum mit denen der Spektrallinien irdischer Substanzen kann festgestellt Werder:, welche Elemente in der absorbierenden Schicht über der Photosphäre vorkommen. Es sind dies die folgenden Elemente, die ungefähr nach der Anzahl der ihnen angehörenden Spektrallinien, die im Sonnenspektrum nachgewiesen werden können, geordnet sind:

Eisen, Nickel, Titan, Mangan, Chrom, Kobalt, Kohlenstoff, Vanadium, Zirkon, Cer, Kalzium, Skandium, Neodym, Lanthan, Mrium, Niobium, Molybdän, Palladium, Magnesium, Natrium, Silizium, Wasserstoff, Strontium, Barium, Aluminium, Kadmium, Rhodium, Erbium, Zink, Sauerstoff, Kupfer, Silber, Germanium, Beryllium, Zinn, Blei, Dysprosium, Kalium, Helium, Indium, Platin, Praseodym, Wolfram, Werbium, Thallium, Ruthenium, Gallium.

Von den ersten der genannten Elemente finden sich im Sonnenspektrum sehr viele Linien, nämlich vom Eisen etwa 2750 und von den ersten auf das Eisen folgenden Elementen je mehrere Hundert. Nicht auf der Sonne nachweisbar sind Gold, Quecksilber, Stickstoff u. a. Es ist damit aber keineswegs gesagt, daß diese Elemente wirklich nicht auf der Sonne vor-fomnten, ja es muß nach unseren Ansichten über die Entstehung des Planetensystems als im höchsten Grade wahrscheinlich betrachtet werden, daß alle irdischen Elemente auf der Sonne vorhanden sind. Dafür, daß die Spektrallinien einiger von ihnen im Sonnenspektrum fehlen, lassen sich verschiedene Erklärungen aufstellen, auf die hier nicht eingegangen werden kann. — Einige der stärksten Fraunhoferschen Linien werden mit lateinischen Buchstaben bezeichnet; die wichtigsten von ihnen sind in der folgenden Tabelle nebst ihren Wellenlängen und den Elementen, denen sie angehören, zusammengestellt:

C 6563 ÄE Wasserstoff Dj 5896    Natrium

D₂ 5890

Ej 5270    Eisen

Eisen und Kalzium Kalzium

F 4861 ÄE Wasserstoff G 4308 H 3969 K 3934

Eine Anzahl von Linien des Sonnenspektmms verdankt ihren Ursprung nicht der Absorption des Lichtes in der Atmosphäre der Sonne, sondern derjenigen in unserer Erdatmosphäre. Man nennt sie tellurische Linien. Die wichtigsten unter ihnen sind die Liniengruppen A und B im roten Teile des Spektrums, die dem Sauerstoff angehören.

Abgesehen von den tellurischen Linien denkt man sich die Fraunhoferschen Linien entstanden durch Absorption in einer verhältnismäßig dünnen, direkt über der Photosphäre lagernden Schicht der Sonnenatmosphäre, der sogenannten umkehrenden Schicht. Man hat nur anzunehmen, daß diese Schicht, wie es ganz natürlich ist, eine geringere Temperatur besitzt als die Photosphäre, und daß sie die betreffenden Elemente enthält; alsdann erklärt sich das Zustandekommen der Fraunhoferschen Linien in dem von der Photosphäre ausgesandten kontinuierlichen Spektmm nach den Prinzipien der Spektralanalyse. Dabei ist es durchaus nicht nötig, die umkehrende Schicht als dunkel anzusehen. Sie besteht vielmehr aus leuchtenden Gasen, wie man bei totalen Sonnenfinsternissen nachweisen kann. In dem Moment nämlich, wo die Totalität beginnt, ist die Photosphäre schon vollständig durch den Mond verdeckt, die umkehrende Schicht am Sonnenrande dagegen noch nicht, so daß für wenige Sekunden das Spektrum derselben im Spektralapparate sichtbar wird und photographiert werden kann. Es ist dies ein aus zahllosen Hellen Linien bestehendes Emissionsspektrum, und zwar entsprechen die Hellen Linien genau den dunkeln des mittleren Sonnenspektmms. Letzteres erscheint also „umgekehrt". Auch in dem Moment vor Ende der Totalität ist dieses umgekehrte Spektrum, welches man seines blitzartig schnellen Auftretens wegen mit dem englischen Ausdruck „Flash-Spektrum" bezeichnet, sichtbar. Übrigens werden nicht alle Linien des Sonnenspektmms im Flash-Spektmm

umgekehrt, sondern vorwiegend nur diejenigen, welche Elementen von geringem Atomgewicht (bis etwa 92) angehören. Es erklärt sich dies wohl dadurch, daß die schweren Elemente nur in den untersten Teilen der umkehrenden Schicht vorkommen. Die Dicke der umkehrenden Schicht dürfte 1000 km nicht übersteigen. Nach außen geht sie allmählich in die Chromosphäre über.

Das Spektrum der Chromosphäre ist gleichfalls ein Emissionsspektrum, d. h. es besteht aus Hellen Linien. Da die Schicht der Chromosphäre eine weit größere Tiefe besitzt, als die umkehrende, so ist es unter günstigen Verhältnissen auch außerhalb der totalen Finsternisse möglich, das Spektrum der Chromosphäre zu beobachten. Stellt man den Spalt des Beobachtungsspektroskops radial zum Sonnenrand, so sieht man die Hellen Linien des Chromosphärenspektrums in einer der Höhe der Chromosphäre entsprechenden Länge wie Lanzenspitzen auf den ihnen entsprechenden dunkeln Linien des Sonnenspektmms aufsitzen, d. h. die Hellen Chromo-sphärenlinien schließen sich breit an die letzteren an und werden nach außen zu spitz; dies besagt, daß die betreffenden Gase nach außen zu an Dichte verlieren. Vor allem zeigen sich im Spektmm der Chromosphäre ständig die Linien des Wasserstoffs, des Heliums und des Kalziums. Die für das Auge hellste Linie ist die rote Wasserstofflinie C, und deswegen erscheint bei den Finsternissen die Chromosphäre dem Auge rot. Von den Linien des Heliums ist die mit D₃ bezeichnete gelbe die auffälligste. Im Sonnenspektrum entspricht der hellen vz-Linie des Chromosphärenspektmms im allgemeinen keine dunkle Linie; nur in der Umgebung der Sonnenflecke findet man sie als solche häufig vor. Überhaupt wurde die vz-Linie zuerst durch die spektroskopische Beobachtung der Chromosphäre bzw. der Protuberanzen bekannt, und da man sie in dem Spektmm keines irdischen Elementes wiederfinden

konnte, so schrieb man sie einem besonderen Element zu, von dem man annahm, daß es nur auf der Sonne vorkomme, und das man daher Helium nannte. Später ist das Helium auch auf der Erde gefunden worden, und es hat sich gezeigt, daß dem Spektrum dieses Gases noch eine ganze Anzahl anderer Linien angehören.

Eine weitere auffallende Linie im Chromosphärenspektrum ist die grüne Linie von der Wellenlänge 5317 ÄE, welche vielleicht dem Eisen, wahrscheinlich aber einer unbekannten Substanz zuzuschreiben ist und früher fälschlich mit der naheliegenden Linie des Spektrums der Korona (vgl. § 8) identifiziert wurde. Außerdem läßt sich im Chromosphärenspektrum noch eine sehr große Zahl anderer Linien feststellen, die verschiedenen Elementen angehören, z. B. dem Eisen, Titan, Kohlenstoff, Magnesium. Hauptsächlich sind, wie im Flash-Spektrum, die Elemente mit geringem Atomgewicht vorhanden. Alle diese Linien sind aber nicht immer und nicht in allen Teilen der Chromosphäre vertreten.

Die Protuberanzen ragen, wie wir gesehen haben, aus der Chromosphäre hervor, und ihr Spektrum zeigt ungefähr dieselbe Zusammensetzung wie das der letzteren. Die Hauptrolle spielen auch in ihm Wasserstoff, Helium und Kalzium, namentlich in dem der ruhenden Protuberanzen, während in dem der eruptiven auch die anderen Elemente der Chromosphäre auftreten. Es ist hier der Ort, die schon erwähnte Methode auseinanderzusetzen, nach der man mit dem Spektroskop auch ohne Sonnenfinsternis die Protuberanzen sehen kann. Diese Methode beruht auf folgendem:

Durch ein Prisma gesehen erscheint eine Lichtquelle, die nur Strahlen von einer Wellenlänge enthält (monochromatisches Licht), in ihrer wahren Gestalt; die hellen Linien eines Gasspektrums sind nun nichts weiter als monochromatische Bilder des Spaltes. Offnet man den letzteren ver-

hältnismäßig weit, so verwandelt sich die Helle Linie in das Bild der eigentlichen Lichtquelle, d. h. in diesem Falle der Protuberanz. Ist eine Protuberanz groß, so kann es vorkommen, daß man sie nicht auf einmal durch den Spalt erblicken kann; dann muß man diesen entsprechend verschieben, um die anderen Teile der Protuberanz zu sehen. Ob man bei der Beobachtung den Spalt radial oder tangential zum Sonnenrand stellt, bleibt sich im Prinzip gleich, nur muß der^Spektralapparat starke Zerstreuung besitzen, d. h. ein sehr-langes Spektrum erzeugen; denn je stärker die Zerstreuung ist, um so schwächer erscheint das kontinuierliche Spektrum der Sonne und um so besser hebt sich infolgedessen das Bild der Protuberanz ab.

Es sind nun noch die Spektren der auf der Sonnenoberfläche sichtbaren Gebilde, nämlich der Fackeln und der Flecke, zu besprechen.

Das Spektrum der Fackeln bietet außer einer Aufhellung des kontinuierlichen Untergrundes nichts Merkwürdiges dar; diese Aufhellung kann durch die früher schon erwähnte Annahme erklärt werden, daß die Fackeln sich über das Niveau der Photosphäre erheben.

Sehr viel komplizierter sind die Erscheinungen, die das Spektrum der Sonnenflecke zeigt. Im großen ganzen stimmt es mit dem mittleren Sonnenspektmm überein; nur ist der kontinuierliche Untergrund schwächer als bei letzterem, so daß es als dunklerer Streifen im Sonnenspektrum erscheint. Unter besonders günstigen Umständen hat man feststellen können, daß diese relative Schwäche des kontinuierlichen Spektrums sich durch zahllose eng beieinander liegende, sehr feine Absorptionslinien erklärt. Bei genauerer Betrachtung des Fleckenspektrums treten dann noch weitere Unterschiede hervor. Zahlreiche Absorptionslinien sind kräftiger als^die-selben Linien im mittleren Sonnenspektrum, andere sind

schwächer, wieder andere unverändert, und zwar finden sich häufig unter den Linien desselben Elements sowohl verstärkte, wie schwächer gewordene, wie unveränderte. Die neuesten Untersuchungen von Hale und Adams geben eine befriedigende Erklärung dieses zunächst rätselhaften Verhaltens. Sie fanden nämlich folgendes: Verbrennt man ein Element, z. B. Eisen, im elektrischen Bogen, so ändern sich die relativen Intensitäten der Spektrallinien, wenn man die Stromstärke ändert. Es ergab sich, daß bei Übergang von größerer: zu kleineren Stromstärken dieselben Linien stärker bzw. schwächer werden, welche im Fleckenspektrum stärker bzw. schwächer sind als im mittleren Sonnenspektrum. Bei Verringerung der Stromstärke wird nun höchst wahrscheinlich die Temperatur des Bogens geringer, und es liegt daher der Schluß sehr nahe, daß auch in den Flecken die Temperatur geringer ist als in der Photosphäre. Diese Annahme wird noch dadurch wahrscheinlicher gemacht, daß man in den Fleckenspektren die sogenannten Bandenspektra gewisser chemischer Verbindungen, namentlich des Titanoxyds, nachweisen kann; zu dem Zustandekommen dieser Verbindungen ist aber eine verhältnismäßig niedrige Temperatur nötig. (Im mittleren Sonnenspektrumlassen sich nur gewisse Kohleverbindungen nachweisen.) Auch andere Gründe sprechen noch dafür, daß die Temperatur der Flecke niedriger ist als die der Photosphäre.

Schon seit längerer Zeit hat man gefunden, daß gewisse Linien im Spektrum der Sonnenflecke ein eigentümlich ver-J waschenes Aussehen besitzen oder auch doppelt, ja selbst dreifach erscheinen. Während man früher zur Erklärung dieser Wahrnehmungen mehr oder weniger gekünstelte Hypothesen aufzustellen genötigt war, ist es Hale im Jahre 1908 gelungen, zu beweisen, daß diese Berwaschenheiten und Verdoppelungen durch ein in dem betreffenden Fleck vorhandenes starkes nmgnetisches Feld hervorgemfen werden. Es ist nämlich eine

bekannte Tatsache, daß sich Spektrallinien im magnetischen Felde verbreitern oder auch verdoppeln und vervielfachen (Zeeman-Effekt). Näher auf die Halesche Beweisführung einzugehen, verbietet sich hier leider, da dazu schwierige physikalische Auseinandersetzungen notwendig wären. Jedenfalls ist der Nachweis, daß in den Flecken Magnetfelder auftreten, für die Sonnenforschung von epochemachender Bedeutung, und es wird dadurch ein neues Licht auf die Erscheinung geworfen, daß die Sonne und speziell die Flecke von Einfluß auf den Erdmagnetismus sind.

§ 4. Die spektroheliographische Erforschung der Sonne.

Das Spektroskop hat uns, wie aus dem vorigen Paragraphen ersichtlich ist, mannigfachen Aufschluß über die Beschaffenheit der Sonne geliefert. Noch weitere Einblicke in die verwickelten Vorgänge, welche sich auf der Sonne abspielen, gewährt uns ein um 1890 unabhängig von dem Amerikaner Hale und dem Franzosen Deslandres erfundener spektroskopischer Apparat, der sogenannte Spektrohelio-graph, der die Photographie der Sonne in monochromatischem Licht, d. h. im Lichte von einer einzigen, ganz be-ftimmten Wellenlänge ermöglicht, und der zunächst hauptsächlich zur Photographie der Protuberanzen bestimmt war. Die ziemlich komplizierte Konstruktion des Spektrohelio-graphen kann hier nicht auseinandergesetzt werden; sie ist derartig getroffen, daß z. B. nur das Licht der roten Wasserstofflinie C auf die photographische Platte gelangt, so daß nur diejenigen Teile der Sonne sich abbilden, welche in diesem Licht leuchten. Ebenso kann man auch andere Spektrallinien zur monochromatischen Photographie der Sonne benutzen. Es ist hierbei zu bedenken, daß die Absorptionslinien im mittleren Sonnenspektrum nur durch Kontrast dunkel erscheinen,

in Wirklichkeit aber eine ganz bedeutende Helligkeit besitzeil, die völlig zu photographischen Aufnahmen ausreicht, wenn man dabei auch sehr viel längere Belichtungszeiten wählen muß als bei der Photographie mit Hilfe der kontinuierliche!: Teile des Spektrums. Besonders leicht gelingen solche monochromatische Aufnahmen mit den Kalziumlinien H und K. Diese erscheinen im Sonnenspektrum als breite dunkle Bänder, die mit H-l und K₂ bezeichnet werden, und in deren Mitte inan unter günstigen Umständen je eine helle Emissionslinie, H₂ bzw. K₂, wahrnimmt; in der Mitte dieser hellen Linien H₂ und K₂ ist wieder je eine feine dunkle Linie, H₃ bzw. K₃, sichtbar. Diese eigentümliche Konstitution der Sinien H und K erklärt man in folgender Weise: Die untersten Schichten des Kalziumdampfes in der umkehrenden Schicht stehen unter verhältnismäßig starkem Druck und erzeugen daher die breiten Absorptionslinien Hx und Kv Darüber können nun unter Umständen Kalziumwolken sich befinden, die durch die Bewegungen in der Sonnenatmosphäre dorthin gelangt sind und noch eine höhere Temperatur besitzen. Diese werden dann die Emissionslinien H₂ und K₂ erzeugen, die, da die entsprechenden Dämpfe unter geringerem Druck stehen, schmaler sind als Ui und Kx, und daher in diesen zu lagern scheinen. Die noch höher befindlichen und daher unter noch geringerem Druck befindlichen Kalziumdämpfe werden kühler sein und rufen daher innerhalb von H₂ und K₂ die feinen Absorptionslinien Hg und K₃ hervor. Spektroheliographische Aufnahmen, die mit dem Lichte von H₂ bzw. K₂ gemacht werden, entsprechen also einem höheren Niveau auf der Sonne als die mit dem Licht von bzw. Kx gemachten, und die mit dem Licht von H₃ bzw. Ks gemachten werden die höchsten Kalziumwolken zur Abbildung bringen. Es sei hier nochmals betont, daß, obwohl H₂ und Ka sowie H₃ und K₃ Absorptionslinien sind, ihr Licht doch zu spektroheliographischen Aufnahmen ausreicht.

Die Kalziumlinien H und K geben uns also ein Mittel an die Hand, die von den Kalziumdämpfen in verschiedenen Höhenschichten auf der Sonnenoberfläche dargebotenen Phä-

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Fig. 3. Photographie der Sonne im Lichte der Kalziumlinie K.

nomene zur Darstellung zu bringen und zu untersuchen. Die übrigen zu spektroheliographischen Aufnahmen benutzten Spektrallinien gestatten dies wegen ihrer geringen Breite nicht.

Die besten Spektroheliogramme werden zurzeit von Hale auf der großartigen Sonnenwarte, die er aus Mitteln der Carnegie-Institution auf dem Gipfel des Mt. Wilson in

Kalifornien errichtet Hat, hergestellt, und seine Untersuchungen sind für die Sonnenforschung von der allergrößten Wichtigkeit.

Auf den in Kalziumlicht aufgenommenen Spektrohelio-grammen (siehe Fig. 3) sieht man die ganze Oberfläche der Sonne überall von kleinen und größeren, durch dunkle Zwischenräume getrennten, leuchtenden Kalziumwolken bedeckt. Die ganze Erscheinung erinnert sehr an die Granulation und an die Fackeln, darf aber nicht mit diesen verwechselt werden, da sie in einer höheren Schicht liegt. Hale bezeichnet die Wolken als „Kalziumflocculi". Man hat sich nach seinen Untersuchungen diese Flocculi als gewaltige Säulen glühenden Kalziumdampfes vorzustellen, die sich in ihren untersten Teilen mit den Reiskömem der Granulation und den Fackeln berühren, bzw. von diesen emporsteigen. Die Flocculi wurden daher früher auch mit den Fackeln verwechselt. Nach oben hin dehnen sich diese Säulen nach allen Seiten aus und erstrecken sich bis in die Chromosphäre hinein. Ihre Beziehung zu den Protuberanzen ist noch nicht ganz klargestellt. Wie bei letzteren kann man rasch veränderliche eruptive und ruhende Flocculi unterscheiden. Erstere stehen jedenfalls mit den eruptiven Protuberanzen in engein Zusammenhang.

Abgesehen von den Kalziumlinien H und K hat Hale hauptsächlich die Wasserstofflinien bei den spektroheliogra-phischen Aufnahmen verwandt, und ebenso wie Kalzium-floeculi hat er auch Wasserstoffflocculi konstatiert. Diese entsprechen im ganzen den ersteren, aber im allgemeinen sind die Wasserstoffflocculi dunkel, während dies bei den Kalziumflocculi nur relativ selten der Fall ist. Es kommen aber auch, namentlich in der Nähe der Flecke, helle Wasserstoffflocculi vor. Wahrscheinlich befinden sich die dunkeln Wasserstoffflocculi in den oberen Schichten der Chromosphäre, wo die Temperatur bereits niedriger ist, und wahrscheinlich sind

nianche von ifyien mit Pro tuberanzen, welche sich auf die Sonnenscheibe projizieren, identisch. Dasselbe gilt wohl auch von den dunkeln Kalziumflocculi, welche ebenfalls einem sehr hohen Niveau angehören.

Die Photographie der Sonne im Lichte der Wasserstofflinien, namentlich der roten Linie G, hat in allerletzter Zeit Hale zu einigen sehr interessanten Ergebnissen geführt. Es zeigte sich nämlich auf den Spektroheliogrammen, daß die Sonnenflecken Anziehungszentren sind, die den Wasserstoff der Sonnenatmosphäre an sich ziehen. Um die Flecke herum bilden sich riesige Wirbel von Wasserstoff. So war eine gar nicht sehr große Fleckengruppe am 30. April 1908 von einem enormen Wasserstoffzyklon umgeben, der sich auf der Sonnenoberfläche über 35° in Breite und 50° in Länge erstreckte. Ein großer Kalziumflocculus über dieser Gruppe verriet merkwürdigerweise keine Wirbelbewegung.

Am 3. Juni 1908 konnte Hale beobachten, wie ein großer, langgestreckter Wasserstoffflocculus mit dem einen Ende in einen Fleck hineingezogen wurde mit einer Geschwindigkeit von 100 Kilometer in der Sekunde. Die Wirkung des Flecks auf ihn fing an, als er noch 140000 Kilometer von dem Fleck entfemt war.

Es darf wohl sicher darauf gehofft werden, daß uns die spektroheliographischen Aufnahmen allmählich eine tiefere Erkenntnis des Wesens der Vorgänge auf der Sonne ermöglichen werden, als wir sie bisher haben gewinnen können.

§ 5. Tie Rotation der Sonne.

MHM

Viertes Kapitel.

§ 20. Die Nebelflecke und Sternhaufen.

Maschinenbau» Die Kalkulation im, v. Ing. K. Bethm

Der deutsche Student

§ 5. Tie Rotation der Sonne.

Die älteste Methode zur Bestimmung der Rotationszeit der Sonne beruht auf der Beobachtung der Sonnenflecke. Da aber, wie wir gesehen haben, die Flecke ihre Form ändern, häufig rasch vergänglich sind und außerdem eigene Bewegungen

Rotationszeit

haben, so sind sehr ausgedehnte Fleckenbeobachtungen zu einer zuverlässigen Bestimmung der Rotationszeit erforderlich. Derartige Untersuchungen sind von verschiedenen Seiten gemacht worden. Es hat sich dabei das höchst merkwürdige Resultat ergeben, daß die Umdrehungszeit der Sonne für verschiedene Heliographische Breiten verschieden ist. Am Äquator rotiert die Sonne am schnellsten. Maunder hat neuerdings aus den in Greenwich 1879—1901 angestellten Messungen von Sonnenflecken folgende Zahlen abgeleitet:

Heliographische Breite

0°

+10°

+20°

+30°

24.9    Tage 25,0 „

25,4 „

25.9    „

Die Rotationszeit für höhere Breiten läßt sich aus Fleckenbeobachtungen nur unsicher feststellen, da Flecke dort selten sind. Für 40° nördliche oder südliche Breite ergibt sich eine Umdrehungszeit von ungefähr 27 y₂ Tagen. Auch die Fackeln zeigen eine Verzögerung der Rotation für höhere Breiten an.

Man hat die Rotation der Sonne auch auf spektrosko-f pischem Wege untersucht. Die Teile des östlichen Sonnenrandes bewegen sich nämlich infolge der Rotation auf den Beobachter zu, die des westlichen entfernen sich von ihm. Man kann daher die Drehungsgeschwindigkeit der Sonne an den verschiedenen Punkten ihres Randes unter Zugrundelegung des Dopplerschen Prinzips durch Messung der Verschiebung der Spektrallinien ermitteln. Die ersten Versuche, dies auszuführen, machte schon 1871 H. C. Vogel, und in letzter Zeit find von verschiedenen Astrophysikern genaue Messungen dieser Art gemacht worden. Adams ist zu folgenden Zahlen gelangt:

Rotationszeit

Heliographische Breite

0°

+10°

24.6    Tage 25,0 „

+20°

+30°

+40°

+50°

+60°

+70°

Halm glaubt durch seine Beobachtungen kleine Ändemngen in der Rotationszeit nachgewiesen zu haben; daß diese reell sind, ist kaum anzunehmen, denn Duner hat bei seinen in den Jahren 1887-1889 und 1899-1901 angestellten Messungen solche Änderungen nicht feststellen können, und ebensowenig Adams bei seinen Beobachtungen in den Jahren 1906 bis 1908. Letzterer fand, daß die Messung der Verschiebungen gewisser Absorptionslinien am Rande der Sonne abweichende Werte der Drehungsgeschwindigkeit ergeben. So folgt aus der Messung der Wasserstofflinien eine auffallend geringe Rotationszeit, und eine Zunahme derselben in höheren Breiten läßt sich in den Zahlen, die aus den Verschiebungen dieser Linien folgen, fast gar nicht mehr erkennen. Dieser merkwürdige Umstand erllärt sich wohl dadurch, daß die Dämpfe, welche die Wasserstoffabsorptionslinien erzeugen, in sehr hohem Niveau liegen, wo das Rotationsgesetz der Photosphäre keine Gültigkeit mehr hat. Auch die Wasserstoff-flocculi auf den spektroheliographischen Aufnahmen lassen auf eine gleichförmige Rotationsgeschwindigkeit über die ganze Sonnenoberfläche hinweg schließen, während die Hellen Kalziumflocculi, die, wie wir sahen, tiefer liegen, die erwähnte Zunahme der Rotationszeit mit der Heliographischen Breite zeigen.

Ludendorff, Astrophysik.

Wie man aus dem Gesagten ersieht, ist die Rotation der Sonne ein äußerst kompliziertes Phänomen. Eine in jeder Hinsicht befriedigende Erklärung für dasselbe hat man noch nicht gefunden, und auf die zahlreichen, mehr oder minder wahrscheinlichen Hypothesen, welche aufgestellt worden sind, um die beobachteten Erscheinungen zu deuten, kann hier nicht eingegangen werden.

§ 6. Helligkeit und Temperatur der Sonne.

Da die Sonne an Helligkeit alle uns sonst bekannten Lichtquellen weit übertrifft, so ist es schwer, ein Maß für dieselbe zu finden, und die darüber gemachten Angaben sind durchweg noch ziemlich ungenau. Nahe liegt die Vergleichung der Sonne mit dem Vollmond. Es hat sich ergeben, daß die Sonne 570000 (nach anderen Angaben 540000) mal so hell ist als der Vollmond. Die Helligkeit der Sonne ist auch mit der von Fixsternen verglichen worden. Nach Ceraski ist die Sonne scheinbar 290550 Millionen mal so hell als der Polarstern, 77630 Millionen mal so hell als Procyon und 17045 Millionen mal so hell als Sirius. Die Helligkeit der Sonne in Größenklassen ist nach Ceraski —26,6, nach Pickering —26,8¹). — Die scheinbare Helligkeit der Sonnenscheibe ist keine gleichmäßige, sondern nimmt von der Mitte zum Rande hin ab. Diese Abnahme ist für Strahlen verschiedener Wellenlänge verschieden, am geringsten für Strahlen größerer Wellenlänge (rote Strahlen), am stärksten für solche kleinerer Wellenlänge (ultraviolette Strahlen), und zwar ist die Helligkeit am äußersten Rande für rote Strahlen 0,3, für grüne 0,16, für violette 0,13 von der Helligkeit in der Mitte der Sonnenscheibe. Auch die Wärmestrahlung ist am Rande viel geringer als in der Mitte der Scheibe (0,4).

J) über die Definition der „Größenklasse" siehe Möbius' „Astronomie" (Sammlung Göschen Nr. 11).

Die Schwächung der verschiedenen Strahlengattungen mit Rande der Sonne rührt bort der Absorption in der Sonnenatmosphäre her, in welcher die zu uns gelangenden Randstrahlen einen viel längeren Weg zurückzulegen haben als die vom Zentrum der Sonnenscheibe zu uns gelangenden Strahlen. Da der Betrag der Absorption von der Wellenlänge abhängig ist, so ist die Schwächung für die verschiedenen Strahlengattungen verschieden. Ohne ihre Atmosphäre würde uns die Sonne bedeutend heller und heißer erscheinen, als es tatsächlich der Fall ist.

Von besonderem Interesse ist nun die Frage nach der Temperatur der Sonne. Es ist von vornherein klar, daß sich diese . Frage nur in einer gewissen Beschränkung beantworten läßt. Denn die einzelnen Teile der Sonne, z. B. ein Punkt der Photosphäre und ein Punkt des Sonneninnern, werden ungeheuer verschiedene Temperaturen haben. Da wir ferner Schlüsse auf die Temperatur der Sonne nur aus Messungen der Wirkung ihrer Strahlung ziehen können, so müßte eigentlich das Gesetz, welches Temperatur und Strahlung der Sonne untereinander verbindet, bekannt sein, um die Sonnentemperatur berechnen zu können; das ist aber nicht der Fall. Man hilft sich nun in der Weise, daß man sich die Sonne ersetzt denkt durch einen gleich großen Körper, für den dieses Gesetz bekannt ist, und nun die Temperatur ermittelt, die dieser Körper haben müßte, um auf der Erde genau dieselben Strahlungswirkungen hervorzubringen wie die Sonne. Man wählt zu diesem Zwecke den „absolut schwarzen Körper", d. h. einen Körper, der die Eigenschaft hat, alle auf ihn fallenden Strahlen zu absorbieren und in Wärme umzuwandeln; bei einem solchen absolut schwarzen Körper ist die Gesamtstrahlung proportional der vierten Potenz seiner absoluten Temperatur (Stefansches Strahlungsgesetz). Die Temperatur nun, die ein absolut schwarzer Körper von derselben Größe

und in derselben Entfernung wie die Sonne haben müßte, damit seine Gesamtstrahlung auf der Erde dieselbe Wirkung hervorbringt wie die der Sonne, nennt man die effektive Temperatur der Sonne.

Um diese effektive Sonnentemperatur zu ermitteln, ist es nötig, die Wirkung der Sonnenstrahlung auf der Erde zu bestimmen. Hierbei stößt man auf die Schwierigkeit, daß ein beträchtlicher Teil der Sonnenstrahlung durch unsere Atmosphäre absorbiert wird. Es gelingt indessen, den Betrag der Absorption zu messen, wobei es freilich ohne gewisse, etwas willkürliche Annahmen nicht abgeht. Unter Berück-. sichtigung dieser Absorption kann man mit Hilfe besonderer Apparate die Solarkonstante bestimmen; es ist dies die Anzahl von Kalorien, welche die Sonnenstrahlung bei senkrechtem Einfall in einer Minute einer Fläche von einen: Quadratzentimeter zuführt. Der numerische Wert der Solarkonstante ist 2,1 nach den besten Messungen, die von Lang-ley und Abbot herrühren. Nach dem oben angeführter: Stefanschen Strahlungsgesetz ergibt sich daraus die effektive absolute Temperatur der Sonne zu 5960°. — Mar: kann die Temperatur eines Körpers auch dadurch ermitteln, daß man die Wellenlänge des Energiemaximums in seinem Spektrum bestimmt. Nach dem sogenannten Wienschen Gesetz ist die absolute Temperatur des schwarzen Körpers umgekehrt proportional dieser Wellenlänge, die für das Sonnenspektrum nach Mbot 4330 ÄE ist; daraus ergibt sich für die effektive Temperatur der Sonne der Wert von etwa 6750°.

Man wird nach den beiden angeführten Resultaten annehmen können, daß die effektive Sonnentemperatur 6000° bis 7000° beträgt. Es muß aber betont werden, daß gegen die Voraussetzungen, auf denen die Bestimmungen dieses Wertes beruhen, Einwände erhoben werden können.

Die Messungen der Solarkonstante durch Langley und Abbot haben nun zu dem Ergebnis geführt, daß der Betrag dieser Größe nicht immer genau derselbe ist, sondern sich um etwa zehn Prozent ändert. Abbot ist der Ansicht, daß diese Ändemngen wirklich bestehen und nicht etwa durch Ungenauigkeit der Beobachtungen erklärt werden können, und er glaubt auch, entsprechende Änderungen in den auf der Erde an den verschiedensten Orten gemessenen Temperaturen nachweisen zu können. Eine besonders deutliche Abnahme des Wertes der Solarkonstante wurde 1903 beobachtet. Irgendwelche Gesetzmäßigkeiten in diesen Ändemngen hat man noch nicht auffinden können. Vielleicht kann eine wechselnde Durchlässigkeit der Sonnenatmosphäre für die Strahlung zur Erklämng der Schwankungen der Solarkonstante dienen; dies ist wenigstens die Ansicht von Abbot.

Da die Sonne fortgesetzt Wärme in den Weltraum ausstrahlt, so entsteht die Frage, ob ihre Temperatur nicht in ständiger Abnahme begriffen ist. Es läßt sich berechnen, daß, wenn die Sonne für die ausgestrahlte Wärme keinen Ersatz empfängt, ihre Temperatur in jedem Jahre mindestens um 0,4° C sinken muß. Hiernach müßte sie seit dem Jahre 1100 vor Chr. mindestens 1200° kühler geworden sein. Nun ist aber verschiedentlich nachgewiesen worden (z. B. auf Grundlage botanischer Untersuchungen), daß in historischer Zeit das Klima der Erde keine wesentliche Änderung erfahren hat, die Sonne sich also nicht merklich abgekühlt haben kann. Es muß also tatsächlich ein Ersatz der verlorenen Wärme stattgefunden haben; auf welchem Wege das möglich ist, darüber lassen sich nur mehr oder minder plausible Hypothesen aufstellen, von denen die wichtigsten folgende sind: I. Robert Mayer, der Begründer der mechanischen Wärmetheorie, meint auf Grund der letzteren, daß der Wärmeverlust der Sonne durch das Einstürzen von Meteoren auf dieselbe gedeckt

werde. Nun ist gar nicht zu bezweifeln, daß Meteore gerade so gut auf die Sonne wie auf unsere Erde fallen; ja von ersterer werden sie infolge der größeren Masse der Sonne viel stärker und zahlreicher angezogen werden, als von der Erde. Sicher ist auch, daß ihre Berührung mit der Sonnenoberfläche Wärme erzeugt; aber damit durch diese der Wärmeverlust der Sonne gedeckt würde, wären ganz ungeheure Mengen von Meteoren nötig, und durch diesen Meteorregen würde die Masse der Sonne allmählich so stark vergrößert werden, daß die Bewegung der Erde um die Sonne sehr merkliche $nt>enmgett erfahren müßte. Da dies nun in historischer Zeit bestimmt nicht stattgefunden hat, so hat man, um diesen Widerspruch zwischen den Tatsachen und der Mayerschen Theorie zu beseitigen, angenommen, daß die auf die Sonne einstürzenden Meteoriten schon vorher sich in Bahnen bewegt hätten, die innerhalb der Erdbahn verliefen, so daß innerhalb dieser nur eine Konzentrierung, aber keine Vermehrung der vorhandenen Massen stattgefunden hätte. Damit wäre der erwähnte Widerspruch nur für einen bestimmten Zeitraum, nämlich bis alle innerhalb der Erdbahn kreisenden Meteore in die Sonne gestürzt wären, gehoben und diese Meteormassen müßten sich bei ihrer Bewegung um die Sonne auch sonst irgendwie bemerkbar gemacht haben.

Frei von solchen Widersprüchen mit den Tatsachen ist die Helmholtzsche Theorie. Nach der Kant-Laplaceschen Theorie hat sich unser Sonnensystem aus einer ungeheuren Gaskugel nach und nach verdichtet, wobei kolossale Wärmemengen erzeugt worden sind. Es ist nun nach Helmholtz' Anschauung gar nicht einzusehen, warum dieser Berdichtungsprozeß bei der Sonne, die doch im wesentlichen aus Gasmassen besteht, schon aufgehört haben soll. Setzt er sich aber fort, so würde ein Anwachsen der jetzigen Sonnendichte (1,4) bis zu der Dichte der Erde (5,6) eine solche Wärmemenge

erzeugen, daß damit der durch Ausstrahlung in den Weltraum erzeugte Wärmeverlust auf rund 17 Millionen Jahre *) gedeckt wäre. Allerdings würde dadurch der Sonnenball kleiner und kleiner werden, aber das würde so langsam gehen, daß der scheinbare Sonnendurchmesser sich in historischen Zeiten nur um einen ganz minimalen, nicht nachweisbaren Betrag geändert haben würde. Nach dieser Theorie würde die ganze Sonnenkugel erwärmt, während der Wärmeverlust durch Ausstrahlung an der Oberfläche eintritt. Derselbe wird durch die Wärmezufuhr aus dem Sonneninnern wieder ersetzt.

Die Theorie von Helmholtz muß als durchaus befriedigend bezeichnet werden. Es ist aber nicht unmöglich, daß bei der Erklärung des Wärmeersatzes auf der Sonne die neuen physikalischen Vorstellungen, die sich namentlich an die Eigenschaften des Radiums knüpfen, eine Rolle zu spielen berufen sind. Man hat freilich nicht vermocht, daß Radium spektralanalytisch auf der Sonne nachzuweisen.

§ 7. Die Sonnentheorien.

Die bisher über die Beschaffenheit der Sonne aufgestellten Theorien sind durchweg noch sehr weit davon entfernt, die beobachteten, in den vorangehenden Paragraphen geschilderten Phänomene in ausreichender Weise zu deuten, und über die wichtigsten Punkte befinden wir uns noch vollkommen im Unklaren.

Die älteste eigentliche Sonnentheorie ist die von Wilson im Jahre 1769 ausgestellte, der auch Wilhelm Herschel beipflichtete. Danach ist die Sonne ein dunkler, kalter Körper, der von einer glühenden Gasatmosphäre umgeben ist. Die Sonnenflecke sind zeitweilige Öffnungen in der letzteren,

x) Nach neueren Untersuchungen von Emden wäre diese Zahl allerdings

durch welche man den dunkeln Sonnenkörper erblickt. Diese Theorie widerspricht allen physikalischen Anschauungen der Jetztzeit und hat lediglich historisches Interesse.

Durch Kirchhoffs Entdeckung der Spektralanalyse um die Mitte des 19. Jahrhunderts kam Wilsons Theorie vollständig zu Fall; denn ersterer stellte auf Grund seiner Beobachtungen die Ansicht auf, daß die Sonne ein fester oder tropfbarflüssiger Körper in höchster Glühhitze, umgeben von einer Atmosphäre von etwas niedrigerer Temperatur, sei. In der letzteren schwimmen kleine Wolken, und sobald eine solche (durch Vereinigung mit mehreren anderen etwa) eine etwas größere Dicke erreicht, versperrt sie beu vom Sonnenkörper kommenden Wärmestrahlen teilweise den Weg, so daß oberhalb der Wolke Abkühlung und damit Verdichtung in der Sonnenatmosphäre eintritt, wodurch schließlich die Wolke sehr dick und in ihrer Mitte völlig, nach ihren Rändern zu wenigstens teilweise undurchsichtig wird, d. h. wir sehen von außen her einen Sonnenfleck mit dem dunkeln Kernfleck in der Mitte und der ihn umgebenden halbhellen Penumbra. Die durch den Fleck verhinderte Wärmeausstrahlung an dieser Stelle bewirkt schließlich eine derartige Temperatursteigemng unter demselben, daß die ihn bildenden Kondensationsprodukte allmählich wieder aufgelöst werden, der Fleck also verschwindet.

Kirchhoffs Theorie bedeutet gegenüber der von Wilson einen großen Fortschritt, aber sie vermag die zu ihrer Entstehungszeit noch größtenteils unbekannten, verwickelten Erscheinungen auf der Sonne nicht zu erklären, und es lassen sich namentlich gegen die Annahme, daß die Sonne eine glühend flüssige Kugel mit der Photosphäre als Oberfläche sei, gewichtige Bedenken erheben.

Nach Kirchhofs sind dann, je weitere Fortschritte man in der Beobachtung der Sonne machte, um so kompliziertere Sonnentheorien aufgestellt worden, unter denen namentlich

die von Zöllner, von Secchi und von Faye Erwähnung verdienen. Sie mögen wohl einiges Zutreffende enthalten, aber im großen ganzen hat man sie doch aufgeben müssen, und wir wollen daher nicht auf sie eingehen. Es mögen hier zunächst nur die Anschauungen wiedergegeben werden, die vor wenigen Jahren der um die Sonnenforschung sehr verdiente amerikanische Astronom Uoung geäußert hat¹).

Doung nimmt an, daß der Sonnenball aus glühenden Gasen besteht. Im Innern der Sonne herrschen natürlich enorme Drucke, und es ist nicht gut möglich, sich von dem Verhalten der Gase daselbst eine Vorstellung zu machen. Jedenfalls sind die Gase stark verdichtet und bilden wahrscheinlich eine zähflüssige Masse. Nach außen hin nehmen Dmck und Temperatur ab, und in einer gewissen Schicht, wo die Temperatur infolge der Ausstrahlung in den Weltraum hinreichend niedrig ist, bildet sich durch Kondensation eine Wolkenhülle um die Sonne. Diese Wolkenhülle ist die Photosphäre, die sichtbare Sonnenoberfläche, die ja in der Tat, wie wir gesehen haben, eine wolkige Struktur besitzt. Infolge des Wärmeausgleichs zwischen der kühleren Wolkenschicht, deren Dicke wahrscheinlich einige Tausend Kilometer beträgt, und den heißeren Gasmassen darunter entstehen starke Strömungen in vertikalem Sinne, und die Teile der Photosphäre sind daher in lebhafter Bewegung.

Über der Photosphäre lagern die noch kühleren Gase und Dämpfe, welche die umkehrende Schicht zusammensetzen. Eine scharfe Grenze^zwischen Photosphäre und umkehrender Schicht existiert nicht, Ebensowenig wie zwischen der umkehrenden Schicht und der darüber befindlichen Chromosphäre. Letztere besteht aus außerordentlich verdünnten, nicht kondensierten Gasen. Durch aufsteigende Strömungen und

J) Ausführlicheres hierüber siehe (inYonngs eigener Darstellung) in Newcomb-Engelmann, Populäre Astronomie, dritte Auflage, herausgegeben von H. C. Vogel, Leipzig (Engelmann) 1905.

Stürme werden über die Chromosphäre Gasmassen hinausgeschleudert, die sich uns als Protuberanzen zeigen. Was die Sonnenflecke angeht, so scheint es Poung nicht erlaubt zu sein, sie immer als Vertiefungen der Photosphäre anzusehen. Ihre relative Dunkelheit ist durch verstärkte Absorption des Lichtes in über ihnen befindlichen Gasen zu erklären. Wie die Flecke entstehen, läßt Aoung ganz unentschieden. Keine der hierüber aufgestellten Hypothesen hält er für befriedigend, und es erscheint einstweilen als das beste, einzugestehen, daß wir uns über diesen Punkt noch ganz im Ungewissen befinden. Ebenso wie über die Ursache der Entstehung der Sonnenflecke wissen wir auch nichts Bestimmtes über die Ursache ihrer Periodizität. Diese Ursache ist höchst wahrscheinlich in der Sonne selbst, nicht in äußeren Einflüssen (etwa der Einwirkung der Planeten) zu suchen. Auch die bei der Rotation der Sonne beobachteten Erscheinungen sind sehr schwer zu erklären. Bei der Deutung derselben müssen wahrscheinlich die Vorgänge berücksichtigt werden, welche bei der Entstehung unseres Sonnensystems und der Sonne eine Rolle gespielt haben.

Die Ausführungen von Aoung haben den großen Vorzug, daß sie offen die Unzulänglichkeit unseres Verständnisses der beobachteten Tatsachen eingestehen und nicht dem Fernerstehenden ein Wissen vortäuschen, das wir noch nicht besitzen. Es soll damit natürlich nicht gesagt sein, daß alle hypothetischen Erklärungsversuche der von der Sonne dargebotenen Phänomene überhaupt zu verwerfen sein; sie sind vielmehr sogar notwendig, um tiefer in das Wesen der Erscheinungen einzudringen. Aber man muß sich stets gegenwärtig halten, daß solche Hypothesen jederzeit durch neue Beobachtungen umgestoßen werden können, und in dem engen Rahmen dieses Büchleins können sie keinen Platz finden, zumal ihre Darstellung in kurzer, allgemein verständlicher Form un-

möglich ist. So müssen wir denn die geistreichen Sonnentheorien von Emden und v. Oppolzer übergehen. Es sollen nur noch die Theorien von Schmidt und von Julius kurz erwähnt werden, welche sehr anregend gewirkt haben und dadurch für die Sonnenforschung von Bedeutung geworden sind, wenn sie auch kaum der Wirklichkeit entsprechen.

Schmidt erklärt die Erscheinungen auf der Sonne, wie wir sie beobachten, int großen ganzen für nicht reell; er meint vielmehr, daß sie uns durch toe Brechung der Lichtstrahlen in der Sonnenatmosphäre nur vorgetäuscht werden. Die Sonne ist nach ihm ein Gasball, dessen Dichte nach außen hin ständig abnimmt; der scharfe Rand der Sonne ist nicht wirklich vorhanden, sondern erklärt sich durch die erwähnte Strahlenbrechung. Diese Theorie ist sehr scharfsinnig und zunächst sehr verlockend. Einer scharfen Prüfung hält sie aber nicht stand.

Nach der Ansicht von Julius ist ebenfalls ein großer Teil der Phänomene auf der Sonne nicht reell, sondew er wird durch die sogenannte „anomale Dispersion" hervorgerufen. Julius stützt sich auf folgende physikalische Erfahrung: Licht, dessen Wellenlänge derjenigen gewisser Absorptionslinien sehr nahe benachbart ist, kann sehr viel stärker als andere Strahlen abgelenkt werden, wenn es nicht homogene Dämpfe passiert, welche die betreffende Absorptionslinie erzeugen. Eben diese Erscheinung nennt man anomale Dispersion. Nach Julius existieren nun z. B. Chromosphäre und Protuberanzen überhaupt nicht wirklich. Die Hellen Linien in ihren Spektren sind einfach photosphärisches Licht, welches durch anomale Dispersion in nicht homogenen Dämpfen weit abgelenkt worden ist und uns an einer von seinem wirklichen Ausgangspunkt ganz verschiedenen Stelle erscheint. Während ein großer Teil der Physiker geneigt ist, die Richtigkeit der Theorie von Julius anzuerkennen, ist dies bei der über-

wiegenden Mehrheit der Beobachter der Sonne nicht der Fall. In der Tat wird es nötig sein, wesentlich mehr Beweisgründe für diese Theorie anzuführen, als es bisher geschehen ist, wenn man sie für richtig halten soll; denn es ist mehr als fraglich, ob auf der Sonne Bedingungen vorhanden sind, die eine so starke anomale Dispersion zustande kommen lassen.

§ 8. Die Korona und das Zodiakallicht.

Die schon zu Anfang des § 2 erwähnte und kurz beschriebene Korona der Sonne ist nur während der kurzen Zeiten der totalen Sonnenfinsternisse sichtbar, und es ist bisher trotz eifrigster Bemühungen nicht gelungen, sie außerhalb dieser Zeiten zu sehen oder zu photographieren. Unsere Kenntnis von der Korona ist daher im ganzen noch recht mangelhaft. Das Bild, welches die Korona bei einer totalen Sonnen-finstemis bietet, ist ungefähr folgendes: Die dunkle Scheibe des verfinsternden Mondes ist von einem nach außen hin sehr rasch an Helligkeit abnehmendem Ringe von perlmutterartigem, weißem Glanze umgeben, der sich ohne sichtbare äußere Grenze gegen den Himmelshintergrund verliert. Aus diesem Ringe ragen Strahlen hervor, die sich oft weit in den Weltraum hinein erstrecken. Überhaupt besitzt die ganze Korona eine ausgesprochen strahlige Struktur, und zum größten Teile stehen die Strahlen ungefähr radial zur Sonnenobersläche. Die Gesamthelligkeit der Korona ist bei verschiedenen Finsternissen verschieden; im allgemeinen ist sie größer als die des Vollmondes. Die Form der Korona ist in auffälliger Weise von der jeweiligen Sonnentätigkeit abhängig: Um die Zeit der Sonnenfleckenmaxima ist sie im ganzen kreisförmig, also an den Polen der Sonne ebenso ausgedehnt und hell wie am Äquator. Zu den Zeiten der Fleckenmimina dagegen sind die Strahlen der Korona an den Polen kurz

§ 8. Die Korona und das Zodiakallicht.

II

Fig. 4. Korona der Sonne am 28. Mai 1900.

und schwach, dagegen die von der äquatorialen Zone der Sonne ausgehenden Strahlen hell und oft mehrere Sonnendurchmesser lang. In der Regel erstrecken sich dann je zwei breite Strahlen sowohl nach Osten wie nach Westen, und wir haben uns die ganze Fleckenzone der Sonne von einem solchen enormen Strahlenkränze umgeben zu denken (siehe Fig. 4). Die Ausgangsstellen der Hauptstrahlen sind meist etwas weiter vom Sonnenäquator entfernt als die Hauptfleckenzonen. Zwischen gewissen in der Korona wahrgenommenen Details einerseits und den Flecken, sowie namentlich den Protuberanzen andererseits scheinen enge Beziehungen zu bestehen.

Die Beobachtung der Sonnenkorona während der Finsternisse geschieht heutzutage zumeist auf photographischem Wege; Zeichnungen selbst von geübten Beobachtern haben sich bei der Kürze der Beobachtungszeit (höchstens 8 Min.) und der unvermeidlichen Erregtheit der Beobachter als wenig zuverlässig erwiesen. Fig. 4 zeigt eine photographische Ausnahme der Korona während der Finsternis vont 28. Mai 1900; dieselbe rührt von der Expedition des U. S. Naval Observatory in Washington her. Neuerdings hat man versucht, durch Vergleichung von Koronaphotographien, die auf verschiedenen, weit voneinander entfernten Stationen (Spanien und Ägypten) aufgenommen worden waren und daher auch zeitlich auseinanderliegen (etwa 70 Minuten), Bewegungen einzelner gut definierter Punkte in der Korona zu konstatieren, hat solche aber nicht mit Sicherheit feststellen können.

Das Spektrum der inneren Teile der Korona ist ein kontinuierliches, über welches ein Emissionsspektrum gelagert ist. Das kontinuierliche Spektrum der inneren Korona läßt keine Spur der Fraunhofer scheu Absorptionslinien erkennen, woraus man schließen kann, daß die innere Korona in der Hauptsache aus glühenden Partikeln besteht, die ihre hohe

Temperatur durch die Nähe der Sonne erhalten haben. Das über das kontinuierliche Spektrum gelagerte Emissionsspektrum, welches aus ein bis zwei Dutzend Linien besteht, beweist aber, daß auch glühende Gase in der Korona vorhanden sein müssen. Die hellste Linie in diesem Emissionsspektrum ist eine grüne (Wellenlänge 5303 ÄE); sie sowohl wie auch die anderen Linien lassen sich nicht mit den Linien irgend eines bekannten Elementes identifizieren. Man hat dasjenige Element, dem die grüne Linie angehört, „Koronium" genannt. Wie viele unbekannte Elemente in der Korona vorhanden sind, ist nicht bekannt. Es kommen Veränderungen in dem Emissionsspektrum der Korona vor; so hat man bei der totalen Sonnenfinsternis vom Januar 1908 eine sehr Helle Linie im Ultraviolett (Wellenlänge 3602 ÄE) konstatiert, die früher nicht vorhanden gewesen ist. An der Stelle der Koronalinien finden sich im Sonnenspektrum keine entsprechenden Absorptionslinien.

Das bisher Gesagte bezieht sich auf das Spektrum der innersten Teile der Korona. Das Spektrum ihrer mittleren und äußeren Teile ist kontinuierlich und zeigt schwach die Fraunhofer scheu Linien des Sonnenspektrums. Freilich sind diese nicht von allen Beobachtern wahrgenommen worden. Man darf wohl den Schluß ziehen, daß das Licht dieser Teile der Korona wenigstens zum Teil reflektiertes Sonnenlicht ist, zumal da sich eine teilweise Polarisation dieses Lichtes hat nachweisen lassen.

Zu einer in jeder Weise befriedigenden Erklärung der Korona ist man noch nicht gelangt. Als sicher darf man annehmen, daß sie eine ganz außerordentlich geringe Dichte besitzt. Schäberles mechanische Theorie nimmt an, daß die Korona aus Strömen feiner Materie besteht, die von der Sonne ausgehen. Arrhenius meint, daß die Kraft, welche diese Materie von der Sonne forttreibt, der „Lichtdruck" sei. Lichtstrahlen üben nämlich auf alle Körper, die sie treffen, einen gewissen Druck aus, und für sehr kleine Partikel fctmt dieser Lichtdruck die Schwerkraft übertreffen. Die magnetische Theorie der Korona sieht diese als eine etwa dem Polarlicht entsprechende Erscheinung an. Vielleicht spielen auch Fluoreszenzphänomene in der Korona eine Rolle.

Als eine Art Fortsetzung der Korona nach außen hin betrachten einige Astronomen das Zodiakallicht. Dieses stellt, sich dem Auge des Beobachters meistens als ein vom Horizont emporsteigender Lichtkegel dar, dessen Begrenzungslinie die Hälfte einer langgezogenen Ellipse darstellt, deren große Achse mit der Ekliptik zusammenfällt, so daß also die ganze Erscheinung an den als Zodiakus bezeichneten Streifen am Himmel gebunden ist und daher ihren Namen führt. Genauere Untersuchungen haben es indessen wahrscheinlich gemacht, daß die große Achse in die Richtung des Sonnenäquators fällt, der gegen die Ekliptik um 7° getteigt ist. Unter den Tropen erhebt sich das Zodiakallicht nahezu senkrecht zum Horizont als eine schöne, etwa so hell wie die Milchstraße leuchtende Erscheinung und ist zu allen Zeiten des Jahres gut zu sehen. Seine von der Sonne entfernteren Partien erscheinen schwächer, sind aber doch meist bis 90° Abstand von der Sonne zu verfolgen. Zuzeiten gelingt es dort wohl auch, das Zodiakallicht über die ganze Ekliptik hin zu verfolgen, wobei sich dann meistens in dem der Stellung der Sonne diametral gegenüberliegenden Punkte der Ekliptik ein schwacher rundlicher Lichtschein, Gegenschein genannt, zeigt, welcher auch gelegentlich bei nicht geschlossenem Zodiakallicht, also isoliert von dem östlichen oder westlichen Lichtkegel, auftritt. In den gemäßigten Zonen wird derselbe selten beobachtet, wohl hauptsächlich, weil sich dort das Zodiakallicht als ein schwaches, schwer zu sehendes Phänomen darstellt. Man nimmt es noch am besten wahr, wenn morgens oder abends die Ekliptik recht steil über den Horizont sich erhebt, also für nördliche Breiten im September und Oktober am Morgenhimmel, im Februar und März abends bald nach Sonnenuntergang. z Die spektroskopische Untersuchung des Zodiakallichtes ist wegen seiner Lichtschwäche schwierig. Es hat sich gezeigt, daß das Spektmm ein kontinuierliches ist, in welchem man irgendwelche Einzelheiten seiner Schwäche wegen nicht wahrnehmen kann. Wahrscheinlich ist es nur reflektiertes Sonnenlicht, welches das Zodiakallicht uns zusendet.

Über die Natur des Zodiakallichts sind zahlreiche Hypothesen aufgestellt worden. Man geht schwerlich fehl, wenn man es für eine die Sonne umgebende, bis über die Erdbahn hinausreichende Wolke kosmischen Staubes hält, welche die Gestalt einer flachen Scheibe besitzt, und welche von außerordentlich geringer Dichte ist.

Zweites Kapitel.

Der Mond.

§ 9. Die Gebilde der Mondoberfliiche.

Nächst der Sonne ist der Mond der hellste Himmelskörper an unserem Firmament. Er ist im Mittel nur 384000km von der Erde entfernt; seine Masse ist etwa die Hälfte von der der Erde, sein Volumen der Erde. Die Schwere auf der Oberfläche des Mondes ist ¹/₆ von der auf der Erdoberfläche. Da die Rotationszeit des Mondes um seine Achse gleich seiner Umlaufszeit um die

Ludendorff, Astrophysik.

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seine Dichte von dem

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Erde ist, so kehrt er der letzteren immer dieselbe Seite zu, und wir besitzen daher nur von dieser Seite Kenntnis ¹).

Der Anfang der Untersuchung der Mondoberfläche fällt mit der Erfindung des Fernrohrs zusammen. Galilei war der erste, der den Mond durch das Fernrohr studierte und die Berge auf ihm entdeckte. Er versuchte sogar, die Höhen derselben dadurch zu bestimmen, daß er den Abstand einer eben aus dem Dunkel auftauchenden Bergspitze von der Lichtgrenze schätzte.

Unter den Astronomen des 17. Jahrhunderts, die sich mit der Erforschung der Mondoberfläche befaßten, sind vor allen Langrenus und Hevelius zu nennen, die beide (ersterer 1645, letzterer 1647) Mondkarten veröffentlichten. Wenige Jahre darauf erschien die von Riccioli in seinem „Alma-gestum novum“ wiedergegebene Mondkarte, auf der die hauptsächlichsten Gebilde mit den Namen berühmter Astronomen und Mathematiker belegt sind. (Schon Langrenus hatte diesen Objekten Namen gegeben.) Im 18. Jahrhundert war es zunächst Tobias Mayer in Göttingen, der sich um die Topographie des Mondes verdient machte. Seine kleine, 1775 veröffentlichte Mondkarte blieb fünfzig Jahre hindurch die beste. Sehr umfangreich waren die um das Ende des 18. Jahrhundert von dem Oberamtmann Schröter in Lilienthal bei Bremen ausgeführten Mondbeobachtungen. Er bestimmte die Höhe der Mondberge, indem er die Länge des von ihnen geworfenen Schattens maß, und fertigte detaillierte Zeichnungen einzelner Teile der Mondoberfläche an.

Aus der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts haben wir die Mondkarte von Lohrmann und diejenige von Beer und 1/ Mädl^r zu erwähnen, welch letztere noch heute in ihrer kleineren Ausgabe viel von Amateuren benutzt wird. Zur

*) Genaueres über die Bewegung, Größe, Entfernung und über die Libration des Mondes, infolge deren wir etwas mehr als die Hälfte seiner Oberfläche zu Gesicht bekommen, siehe in „Astronomie von Möbius" (Sammlung Göschen Nr. 11).

Bezeichnung der einzelnen Objekte verwandten diese beiden Autoren fast alle von Riccioli und von Schröter eingeführten Namen und fügten noch eine große Zahl neuer (nach berühmten Astronomen, Mathematikern usw.) hinzu. In: Jahre 1878 erschien dann die große, fast 2 m im Durchmesser haltende Mondkarte von Julius Schmidt, dem Direktor der Sternwarte in Athen; sie ist noch jetzt die größte zusammenhängende Mondkarte, die wir besitzen.

Seit der Einführung der Photographie in die Astronomie sind von verschiedenen Seiten photographische Atlanten des Mondes herausgegeben worden, die direkt den Anblick des Mondes (bzw. einzelner Teile desselben) im Fernrohr wiedergeben. Der schönste unter diesen Atlanten ist der auf der Pariser Sternwarte von Loewy und Puiseux hergestellte, der noch im Erscheinen begriffen ist. Als Probe einer Mondphotographie reproduzieren wir in Fig. 5 eine auf der Perkes-Sternwarte gewonnene Aufnahme eines Teiles der Mondoberfläche (Gegend um die Krater Clavius, Longomontanus, Tycho).

Bei einer Betrachtung mit bloßem Auge scheint die Oberfläche des Mondes aus dunkeln und Hellen Flecken zu bestehen; sobald man jedoch das Fernrohr auf dieselbe richtet, erkennt man, daß ihre Struktur keineswegs einfach ist. Es zeigt sich, daß die dunkeln Flecke ausgedehnte Ebenen sind, während die Hellen Partien übersäet sind von weitverzweigten Gebirgsbildungen, die vorherrschend eine runde Gestalt haben und an die Krater unserer irdischen Vulkane erinnern. Außerdem kommen noch Erhöhungen vor, die den irdischen Gebirgen gleichen, und endlich bemerkt man bei genauerem Studium noch eine große Zahl mehr oder weniger langer Spalten im Boden des Mondes, die man als „Rillen" bezeichnet. So kann man auf dem Monde folgende vier Hauptklassen von Formationen unterscheiden: Ebenen,

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Krater, Gebirge und Rillen, die der Reihe nach besprochen werden sollen.

Die Ebenen sind, wie schon erwähnt, von dunkler Färbung. Langrenus hat für die größeren von ihnen die Bezeichnung „Meer" (mare) und „Ozean" (oceanus), für die kleineren „See" (lacus) und „Sumpf" (palus) eingeführt unter Beifügung von entsprechenden Eigennamen. Für einzelne, sich in die Hellen Bergländer hinein erstreckende Teile der Ebenen ist der Gattungsname „Meerbusen" (sinus) im Gebrauch. Mit all diesen Bezeichnungen soll aber durchaus nicht gesagt sein, daß diese dunklen Flecke wirklich von Wasser gebildet seien; dies ist vielmehr sicher nicht der Fall. Die Meere stellen keineswegs überall glatt verlaufende Ebenen dar, sondern sind häufig von Ämtern, kleinen Höhenzügen und Spalten unterbrochen. Auch sind sie nicht streng voneinander gesondert, sondern gehen vielfach ineinander über. Im wesentlichen bilden sie einen Gürtel auf der Mondoberfläche, der nach Franz um 21° gegen den Mondäquator geneigt ist und in seinen verschiedenen Teilen sehr verschieden breit ist. Im ganzen nehmen die Meere ein knappes Drittel der uns sichtbaren Mondoberfläche ein; ihr Niveau ist tiefer als das der Bergländer. Die wichtigsten . Meere heißen (von West nach Ost) Mare Foecunditatis, Mare Crisium, Mare Tranquillitatis, Mare Serenitatis, Mare Imbrium, Mare Nubium, Oceanus Procellarum und Mare Humorum.

Mit der Bezeichnung Krater belegt man alle diejenigen Mondformationen, die eine runde Form zeigen. Sie sind von außerordentlich verschiedener Ausdehnung, und man hat sich daher genötigt gesehen, sie nach ihrer Größe in verschiedene Klassen einzuordnen, die sich freilich nicht streng gegeneinander abgrenzen lassen, sondern alle möglichen Zwischenstufen und l'lbergangsformen zeigen. Die größten

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Fig. 5. Teil der Mondoberfläche.

Krater nennt man Wallebenen, die etwas kleineren Ringgebirge und Ringebenen, die noch kleinen Kraterebenen und Krater und schließlich die kleinsten Kratergmben.

Die größten Wallebenen haben Durchmesser bis zu 250 km, bte kleinsten Kratergruben bort weniger als 1 km. Von den irdischen Vulkanen sind die Mondkrater wesentlich verschieden. Ihr Bau ist im allgemeinen der folgende: Eni ringförmiges Gebirge von oft komplizierter Struktur umgibt eine Ebene, in deren Mitte sich sehr häufig ein Zentralkegel erhebt. In dieser Ebene bemerkt man. oft kleinere Krater, Berge und auch Rillen. Der Zentralkegel ist niedriger als der Wall, der die Ebene umgibt, und der Wall fällt nach innen steil, nach außen allmählich ab. Das Innere des Kraters liegt etwas tiefer als die äußere Umgebung. Das Aussehen der ganzen Formation für einen irdischen Beobachter hängt sehr stark ab von dem Winkel, unter dem die Sonne sie beleuchtet, bzw. von dem durch diesen Winkel bedingten Schattenwurf. Fig. 6 gibt eine Ansicht der ungefähr 90 km im Durchmesser haltenden Wallebene Gassendi, bald nachdem die Sonne für diesen Teil des Mondes aufgegangen ist, und bei höchstem Sonnenstände. Die Umwallung des Gassendi ragt in ihren höchsten Erhebungen bis zu fast 3000 m empor. Der höchste Gipfel des Zentralkegels erhebt sich etwa 1200 m über die ihn umgebende Ebene.

Die kleinsten kraterartigen Gebilde, die Kratergruben, besitzen keine eigentliche Umwallung, sondern bilden nur eine Vertiefung im Boden des Mondes.

Die Zahl der Krater ist ganz außerordetrtlich groß. Die Schmidtsche Mondkarte enthält deren über 30 000, und die Anzahl aller unter den günstigsten Bedingungen auffindbaren Krater ist jedenfalls noch ganz wesentlich größer. An vielen Stellen der Mondoberfläche bemerkt man, daß die Krater in Reihen angeordnet sind. Auch liegen sie keineswegs alle gesondert voneinander, sondern vielfach berühren sie sich oder greifen ineinander über, wobei dann der eine den andern mehr oder weniger zerstört hat. Im Innern und

Süd

MMKA.

S M ¹

ff

West

Bald nach Sonnenaufgang.

Ost

:kv

Bei höchstem Sonnenstände. Nord

Fig. 6. Die Wallebene Gassendi.

auf den Wällen der größeren Krater finden sich oft kleinere. Auf dem Walle größerer Krater liegende kleinere Krater nennt Franz, einer der besten Kenner des Mondes, „Wallkrater", und er stellt die Regel auf, daß niemals ein Wallkrater von dem Walle, auf dem er sich befindet, unterbrochen wird, sondern daß stets das Umgekehrte der Fall ist. Man muß daraus schließen, daß die Wallkrater später entstanden sind als die großen Krater. Überhaupt haben sich nach Franz die großen Krater zuerst, die kleinen erst später gebildet, so daß die Größe eines Kraters ein Zeichen seines Alters ist. Bon der Entstehungsweise der Krater wird später die Rede sein.

Waren die bisher besprochenen Gebilde den Oberflächenformen der Erde, welche ihnen den Namen gegeben haben, im allgemeinen recht unähnlich, so ist dies bei den Bergen auf dem Monde weit weniger der Fall. Man trifft auf dem Monde große Bergländer an, die aus einzelnen durch Täler getrennten, aber auch wieder durch Querrücken verbundenen Gebirgsketten bestehen, denen oft Vorberge vorgelagert sind, welche mit den Hauptzügen eine breite Masse bilden. Die bekanntesten unter diesen Bergländern des Mondes sind die „Apenninen", der „Kaukasus" und die „Alpen". Die Apenninen haben in der Richtung von Nord nach Süd eine Ausdehnung von 300 km, in der von Ost nach West eine solche von 270 km. Ihre höchste Erhebung über die umgebende Ebene beträgt 6000 m. In nordwestlicher Richtung von den Apenninen erstreckt sich der Kaukasus, dessen höchste Spitze nicht ganz 5800 m erreicht. Bon diesem wieder nördlich liegen die Alpen, deren Gipfel sich etwa nur 4000 m erheben.

Außer den Bergländern kommen auch isoliert liegende Bergspitzen vor, die durchschnittlich 1200 m hoch sind, doch erreichen einige wenige fast die doppelte Höhe. Ferner gibt es dann noch Hochebenen mit mehr oder minder steilen Abhängen und schließlich Bergrücken bis zu 300 km Ausdehnung und in entsprechend kleinerem Maßstabe Landrücken.

Für die Höhen der Gebirgsbildungen auf dem Monde haben wir schon einige Beispiele angeführt. Während man auf der Erde alle Höhen auf die Meeresoberfläche bezieht, kann man die Höhen der Berge auf dem Monde nur in bezug auf ihre nächste Umgebung messen. Durch den Umstand, daß die Schwere auf der Mondoberfläche nur sehr gering ist, nämlich ¹/₆ der Schwere auf der Erdoberfläche, ist die Entstehung großer Höhen sehr begünstigt worden, und so sind denn die Erhebungen im Verhältnis zum Mondradius weit bedeutender als die auf der Erde im Verhältnis zum Erdradius. Ein Gipfel in der Umwallung des Ringgebirges Curtius überragt die innere Fläche desselben um 8000 m, und ein Gipfel in den Leibnizbergen scheint bis zu etwa 9000 m emporzuragen.

Vergeblich sucht man auf der Erde nach einem Analogon für jene eigentümlichen, von Schröter auf dem Monde entdeckten und von ihm Rillen genannten Gebilde. Das von Schmidt über dieselben aufgestellte Verzeichnis umfaßt 425 Nummem. Seit Schmidt aber hat sich die Zahl derselben durch Neuentdeckungen sehr vergrößert und immer noch werden neue aufgefunden. Fig. 6 zeigt im Innern des Gassendi einige kleinere Rillen, an denen man ihren allgemeinen Habitus recht gut erkennen kann. Diese Spalten bilden längere (bis 500 km) oder kürzere, enge und ziemlich tiefe Schluchten, die teils grade, teils gekrümmt sind, teils einzeln, teils sich verzweigend und schneidend auftreten. Bald werden sie von einem Berge oder Krater unterbrochen, bald durchschneiden sie ein solches Gebilde oder laufen um es herum. Zuweilen gehen sie strahlenförmig von einem

Krater aus oder umgeben ihn netzartig, zuweilen verlaufen sie zwischen zwei Bergen oder nehmen wenigstens einer: solchen als Ausgangspunkt, zuweilen zeigen sie sich in Ebenen ohne besonders markierten Anfangs- und Endpunkt, kurz, sie zeigen die größte Mannigfaltigkeit.

Noch rätselhafter als diese Rillen sind ihrer Natur nach jene oft sehr ausgedehnten Systeme von Hellen Streifen oder Strahlen, welche einzelne Gebilde der Mondober-släche umgeben. Dieselben sind durchaus nicht immer sichtbar, sondern nur, wenn die betreffende Gegend unter voller Beleuchtung liegt. Sie gehen von einzelnen Formationen der Kraterklasse aus, indem sie, meist in einiger Entfernung vom Walle beginnend, nach den verschiedensten Richtungen hin auseinanderlaufen auf Hunderte von Kilometern Entfernung. Scheinbar ohne irgendeine Unterbrechung oder Störung zu erleiden, gehen sie über Ebenen, Krater, Berge und Täler hinweg. Fast immer verlaufe:: sie gerade, selten gekrümmt, gelegentlich jedoch verzweigen sie sich. Die Zahl der Strahlen, welche von einem Gebilde ausgehen, ist sehr verschieden: der Krater Messier hat nur zwei, das Ringgebirge Tycho dagegen an hundert getrennte Strahlen; das System des Tycho ist überhaupt das glänzendste und ausgedehnteste auf dem Monde, denn einzelne Strahlen lassen sich auf 1800 km verfolgen. Was man sich unter diesen Strahlen zu denken hat, ist noch nicht mit Sicherheit zu sagen; jedenfalls sind es keine Erhebungen, denn sie werfen niemals einen Schatten.

§ 10. Helligkeit, Atmosphäre und Temperatur des Mondes.

Bei der stets wechselnden Helligkeit des Mondes in seinen Phasen ist es selbstverständlich, daß man bei der Vergleichung der Helligkeit des Mondes mit der von andern Objekten eine

ganz bestimmte Phase zugrunde legen muß, und hierfür bietet sich am ungezwungensten der Vollmond dar. Über die Vergleichung seiner Helligkeit mit derjenigen der Sonne ist bereits zu Beginn des § 6 das Nötige gesagt worden, und mit Hilfe der dort gemachten Angaben über das Helligkeitsverhältnis von Sonne und einzelnen Sternen kann man auch leicht das Helligkeitsverhältnis von Vollmond und denselben Sternen berechnen. Alle diese Zahlen sind aber wegen der enormen Helligkeitsdifferenzen, die hier in Betracht kommen, nur ziemlich ungenau. W. H. Pickering, der die Helligkeit der Sonne in Größenklassen gleich — 26,8 setzt, nimmt die des Vollmondes zu —12,5 an.

Was nun die Helligkeit der Mondphasen anbetrifft, so existieren darüber verschiedene Messungsreihen, die aber ziemlich stark voneinander abweichen. In der folgenden Tabelle ist die" Helligkeit des Vollmondes gleich 100 gesetzt und dann angegeben, wie hell die Mondphasen so viel Tage und Stunden vor und nach Vollmond sind, als die erste Kolumne angibt. Die Zahlen beruhen auf Messungen von W. H. Pickering.

Tage und Stunden vor oder nach Vollmond

0 Tage 0 Stunden 1    „ 15

Helligkeit des Mondes

100

69

43

24

12

Diese Zahlen stimmen mit den theoretisch abgeleiteten Formeln für die Helligkeit der verschiedenen Phasen sehr schlecht überein; diese Abweichungen rühren daher, daß bei den theoretischen Betrachtungen eine in allen Punkten das

Licht gleichmäßig reflektierende Oberfläche vorausgesetzt wird, die eben der Mond durchaus nicht besitzt.

Der Mond strahlt nun keineswegs das ganze Licht, welches er von der Sonne empfängt, wieder zurück, wie dies ja überhaupt kein beleuchteter Körper tut. Lambert hat für das Verhältnis der reflektierten Lichtmenge zu der eingestrahlten die Bezeichnung „Albedo" eingeführt und diese definiert als das Verhältnis der von einem Flächenelement nach allen Seiten reflektierten Lichtmenge zu derjenigen, die dasselbe aus einer bestimmten Richtung empfangen hat. Danach würde sich die Albedo mit der Richtung des einfallenden Lichtes ändern, und daher hat Seeliger vorgeschlagen, den Mittelwert sämtlicher für einen Körper nach Lamberts Definition möglichen Albedowerte einzuführen und diesen mit dem Namen „Albedo" zu belegen, wie im folgenden immer geschehen wird. Der Wert der Albedo ist für verschiedene Stellen der Mondoberfläche sehr verschieden; als mittlerer Wert wird 0,17 angenommen. Die hellsten Stellen des Vollmondes leuchten etwa 160 mal so hell als die dunkelsten. Im allgemeinen sind die in tiefem Niveau liegenden Teile der Mondoberfläche, namentlich die Meere, weit dunkler als die höher gelegenen. Manche Berge zeichnen sich durch außerordentlich große Helligkeit aus. Zweifellos werden diese Verschiedenheiten der Helligkeit durch die verschiedene Bodenbeschaffenheit bedingt. — Hier sei erwähnt, daß das sogenannte „aschfarbene Licht", welches sich auf dem nicht von der Sonne beleuchteten Teile der Mondscheibe gelegentlich zeigt und am besten bei ganz schmaler Mondsichel zu sehen ist, nichts weiter ist als eine sehr schwache Erleuchtung der nicht im Sonnenlicht liegenden Mondpartien durch die von der Sonne beschienene Erde. Desgleichen ist das bei totalen Mondfinsternissen auf der Mondscheibe zuweilen sichtbare schwache rötliche Licht dieser nicht eigentümlich, sondern dadurch hervorgerufen, daß die an der Erde vorbeistreifenden Sonnenstrahlen in der Atmosphäre derselben so gebrochen werden, daß sie auf den im Erdschatten befindlichen Mond fallen.

Das Licht, welches wir von: Monde empfangen, ist reflektiertes Sonnenlicht, und das Spektrum des Mondes muß daher im wesentlichen mit dem Sonnenspektrum übereinstimmen. Wenn aber der Mond eine merkliche Atmosphäre besäße, so müßten in seinem Spektrum neue Absorptionslinien zu den im mittleren Sonnenspektrum vorhandenen hinzutreten oder wenigstens einige von den letzteren verstärkt erscheinen. Dies ist aber nicht der Fall, das Mondspektrum stimmt vielmehr ganz genau mit dem Sonnenspektrum überein. Der Mond besitzt also gar keine oder nur eine außerordentlich dünne Atmosphäre. Zugunsten dieser Ansicht kann man noch anführen, daß man nie zweifellose Spuren von Wolkenbildung auf dem Monde wahmimmt, daß bei Sonnenfinsternissen der Mondrand scharf erscheint, daß die Schatten auf dem Monde stets tief schwarz und nicht grau sind, daß das Licht der Sterne, welche der Mond in seinem Laufe bedeckt, keinerlei Abnahme zeigt, wenn sie sich dem Mondrande nähern usw. Man kann mit einiger Sicherheit behaupten, daß eine etwa vorhandene Mondatmosphäre nur etwa der Dichte der Erdatmosphäre besitzen kann, also ohne jede Bedeutung ist. Dagegen ist es recht wohl möglich, daß der Mond früher eine dichtere Atmosphäre besessen hat. Wie ©tonet) auf Grund der kinetischen Gastheorie nachgewiesen hat, muß diese Atmosphäre unter der Voraussetzung, daß sie aus denselben Gasen wie die irdische bestanden hat, allmählich immer dünner geworden sein. Unter den auf dem Monde herrschenden Schwere- und Temperaturverhältnissen müssen nämlich die Geschwindigkeiten, welche die Gasmoleküle nach der kinetischen Gastheorie haben, so groß sein, daß diese Moleküle vom Monde fort in den Weltraum fliegen. Die aus den Beobachtungen gefolgerte Tatsache, daß der Mond keine merkliche Atmosphäre besitzt, steht mit dieser Theorie im besten Einklang.

Die Temperatur des Mondes zu bestimmen, ist eine ziemlich schwierige Aufgabe. Man hat von vornherein zu erwarten, daß die Temperaturschwankungen auf dem Monde sehr groß sein werden, denn ein bestimmter Teil der Mondoberfläche hat vierzehn irdische Tage hintereinander Nacht und vierzehn Tage hintereinander wird er von der Sonne bestrahlt. Während der langen Nacht wird die Temperatur des Bodens nahezu auf die des Weltraums, d. h. auf den absoluten Nullpunkt (— 273° C) sinken, während des langen Tages aber wird sich die Bodentemperatur ganz wesentlich erhöhen. In der Tat konnte Lord Rosse eine Temperaturdifferenz von 300° G zwischen Tag und Nacht auf dem Monde durch seine Messungen feststellen. Very glaubt aus seinen eigenen Untersuchungen folgern zu können, daß die Bodentemperatur am Mondäquator + 100° G beträgt, wenn die Sonne am höchsten steht.

§ 11. Die Veränderungen auf dem Monde.

Wir haben schon bei Besprechung der Mondformationen auf das ganz verschiedene Aussehen eines und desselben Gebildes unter veränderter Beleuchtung hingewiesen; wenn wir jetzt die Veränderungen auf der Mondoberfläche ins Auge fassen, so sollen natürlich alle derartigen scheinbaren Änderungen von der Betrachtung ausgeschlossen sein. Es soll vielmehr nur die Frage näher beleuchtet werden, ob tatsächlich Neu- oder Umbildungen einzelner Objekte auf dem Monde vorkommen. Die landläufige Anschauung ist die, daß wir es auf dem Monde mit einer wasserlosen Wüste ohne Atmosphäre zu tun haben. Man wird zugeben müssen, daß infolge der enormen, am Schlüsse des vorigen Paragraphen erwähnten Temperaturschwankungen sich Ausdehnungen und Zusammenziehungen des Materials der Mondoberfläche vollziehen können, die zur Lockerung des inneren Zusammenhaltes desselben, ja zum völligen Zerfall einzelner Teile führen können. Nun werden derartige Veränderungen sehr schwer zu konstatieren sein, denn dies setzt eine außerordentlich genaue Bekanntschaft des Beobachters mit der betreffenden Örtlichkeit voraus, und selbst dann wird er nur größere Veränderungen wahrzunehmen vermögen; denn die meisten Bergstürze, wie sie auf der Erde vorkommen, würden auch mit den besten optischen Hilfs-mitteln auf dem Monde ihres geringen Umfanges wegen nicht konstatiert werden können. Außer diesem allmählichen Verfall einzelner Gebilde wird man aber auch die Möglichkeit von Neubildungen zugeben müssen, sobald man entgegen der landläufigen Ansicht die vulkanische Tätigkeit auf dem Monde nicht als vollkommen erloschen betrachtet, und in der Tat beziehen sich die meisten Beobachtungen von Veränderungen auf Neubildungen, deren Realität aber nur sehr schwer sicher zu konstatieren ist.

Eines der auffälligsten Beispiele für eine vermutliche Veränderung liefert der Krater Linne. Lohrmann beschreibt ihn als einen unter jeder Beleuchtung zu sehenden, sehr tiefen Krater von 10 km Durchmesser; Beer und Mädler rühmen seine Deutlichkeit besonders bei schräger Beleuchtung, auch Schmidt hat ihn im Anfang seiner Mondstudien so gesehen. 1867 zeigte jedoch Schmidt an, daß Linne verschwunden sei. An seiner Stelle befindet sich noch heute ein diffuser Lichtfleck, innerhalb dessen ein Hügel mit einem Kraterchen auf seinem Gipfel wahrgenommen werden kann. H. I. Klein ist der Ansicht, die Erscheinung sei dadurch zu erklären, daß in dem ehemaligen Krater Sinne eine vulkanische Emption stattgefnnden habe; flüssige Emptionsprodnkte haben den Krater größtenteils angefüllt nnd sich über seinen Rand ergossen, so daß ein flacher Hügel entstanden ist. W. H. Pickering hat die Wahrnehmnng gemacht, daß der Durchmesser des erwähnten diffusen Lichtfleckes sich während einer Mondfinsternis, während also der Schatten der Erde darüber hingeht, in merkwürdiger Weise ändert. Anch mit der Änderung der Sonnenhöhe für diese Gegend des Mondes finden Än-dernngen des Durchmessers jenes Fleckes statt.

In dem soeben besprochenen Falle scheint ein Krater verschwanden zn sein, in dem nnnmehr zn erörternden aber scheint sich ein nener Krater gebildet zn haben. Am 19. Mai 1877 erblickte H. I. Klein nahe bei dem Krater Hyginns sehr dentlich eine kreisförmige Kratergrnbe von 3—4 km Durchmesser. Da er den betreffenden Teil der Mondoberfläche genau kannte, so schloß er sofort, daß eine Neubildung stattgefunden habe, und die beiden besten Kenner des Mondes zu jener Zeit, Schmidt und Neison, die gleichfalls jene Gegend häufig beobachtet hatten, pflichteten ihm vollkommen bei. Es scheinen in jener Gegend später noch weitere Ber-ändemngen vor sich gegangen zu sein.

Auf andere mehr oder minder wahrscheinliche Fälle von Veränderungen auf dem Monde können wir hier nicht näher eingehen. Wenn auch die Realität der Neubildungen nicht absolut streng bewiesen werden kann, so ist sie doch in einigen Fällen, und namentlich in den beiden näher besprochenen, wahrscheinlich. Eine endgültige Entscheidung kann nicht getroffen werden. Wenn wirklich Änderungen vorkommen, so ist zu hoffen, daß man solche auch einmal auf photographischen Aufnahmen des Mondes finden wird. Damit wäre dann die strittige Frage definitiv beantwortet.

§ 12. Die Entstehung der Gebilde auf dem Monde.

Die Theorien über die Entstehung der Gebilde auf der Mondoberfläche beschäftigen sich in erster Linie mit den besonders charakteristischen Objekten, den Kratem. Über die Entstehung derselben ist eine sehr große Zahl von Hypothesen aufgestellt worden, von denen aber die meisten gänzlich unhaltbar sind. Nur einige der wichtigsten, die eine gewisse Wahrscheinlichkeit für sich haben, sollen hier betrachtet werden.

Eine der bekanntesten Theorien über die Entstehung der Mondkrater ist die sogenannte Meteortheorie. Nach dieser sind die Krater dadurch entstanden, daß auf die Mondoberfläche Meteore gestürzt sind; die Spuren dieser Meteorfälle sind die Ringwälle. In der Tat gelingt es, experimentell in kleinem Maßstabe Gebilde herzustellen, welche den Mondkratern ähneln, wenn man auf eine Oberfläche aus passend gewähltem, bildsamen Material kleine Kugeln auftreffen läßt. Gegen diese Hypothese läßt sich einwenden, daß, wenn der Mond von zahllosen Meteoren aller Größen (bis zu hundert und mehr Kilometer Durchmesser) getroffen worden ist, dies auch für die Erde hätte der Fall sein müssen. Man hat aber auf der Erde bisher nur ein kleines, den Mondkratern ähnliches Gebilde aufgefunden, das ohne Zweifel durch das Auftreffen eines Meteors zu erklären ist, und wenn auch kleine Meteore in der Erdatmosphäre verdampfen, so ist dies doch bei großen nicht möglich. Auf den genannten Einwand erwidern nun die Anhänger der Meteortheorie, daß jene Meteore, die den Mond getroffen haben, nicht ans dem Weltraum gekommen sind, sondern daß sie selbständige, kleine Monde der Erde waren, die sich in ähnlicher Bahn wie unser jetziger Mond bewegten und sich schließlich mit ihm vereinigten. Nach der Kant-Laplace scheu Hypothese über die

Ludendorff, Astrophysik.

Entstehung der Planeten und ihrer Monde kann ja tatsächlich etwas derartiges eingetreten sein. Aber selbst wenn man das erwähnte Bedenken als widerlegt betrachten will, so bleiben doch gewichtige Einwände physikalischer Natur gegen die Meteortheorie übrig. Man darf sich in solchem Falle nicht durch die scheinbare Beweiskraft von Laboratoriumsversuchen, die in kleinem Maßstabe und unter ganz besonderen Bedingungen angestellt sind, täuschen lassen. — H. Ebert hat eine andere Theorie über die Bildung der Mondkrater aufgestellt, die wohl mehr Beachtung verdient. Er denkt sich die Vorgänge folgendermaßen: Als die Oberfläche des Mondes schon im großen ganzen erstarrt war, das Innere sich aber noch in glühend-flüssigem Zustande befand, mußten in diesem glühend-flüssigem Magma infolge der Anziehung der Erde, da Umlaufs- und Umdrehungszeit des Mondes damals noch nicht gleich gewesen zu sein brauchen, Gezeiten auftreten, die seinen Spiegel abwechselnd hoben und senkten. Hob sich das Magma, so suchte es sich einen Ausweg durch die schon erstarrte Oberfläche, es quoll also bei jeder Flut über die festen Schollen empor, überflutete diese und zog sich dann bei Ebbe wieder zurück, indem es zugleich erstarrte Teile zurückließ. Es entstanden so Wellen, die von der Öffnung aus nach allen Seiten hin vordrangen, an den liegen gebliebenen erstarrten Massen brandeten und immer von neuem erstarrendes Material absetzten. So bildete sich allmählich längs der Brandnngslinie ein Wall, der an der inneren, der Brandung ausgesetzten Seite eine stärkere Böschung als nach außen hatte, wie es tatsächlich bei der Umwallung der Mondkrater der Fall ist. War der ganze Boden der Einsenkung erstarrt und nur noch in der Mitte ein Kanal frei, so bildete das Magma bei seinen letzten Ausbrüchen dort einen Zentralkegel. Es ist Ebert gelungen, unter Anwendung eines geeigneten Apparates auf experimentellem Wege den Vorgang

nachzuahmen, und er erhielt tatsächlich Gebilde, die den Mondkratern sehr ähnlich waren.

Eine weitere Theorie rührt von Loewy und Puiseux her. Sie nehmen an, daß, als die Oberfläche des Mondes schon erstarrt war, sich im Innern große Mengen von Gasen und Dämpfen befanden, die stellenweise einen starken Druck ans die Rinde ausübten. Diese wölbte sich daher an den betreffenden Stellen in Gestalt einer Kngelhanbe empor. Allmählich bildeten sich Risse und vulkanische Kegel auf der Wölbung, die Dämpfe konnten entweichen und der innere Druck wurde geringer. Unter der Einwirkung der Schwere sank dann die ganze Wölbung in sich zusammen, und nur dort, wo sie auf der Mondoberfläche aufsaß, blieb ein ringförmiger Wall stehen. Um die Zentralkegel zu erklären, sind besondere Annahmen nötig.

Keine der drei erläuterten Hypothesen kann als völlig einwandfrei bezeichnet werden, aber die übrigen, außerdem aufgestellten sind es noch weit weniger.

Auf die Erklärung der Entstehung der übrigen Gebilde der Mondoberfläche kann hier nicht eingegangen werden. Besonders schwer ist es, für die hellen Strahlensysteme eine Deutung zu finden. Loewy und Puiseux nehmen an, daß die Asche bei vulkanischen Ausbrüchen durch Strömungen in der ehemaligen Atmosphäre des Mondes weit davongetragen wurde und erst allmählich niedersank; so entstanden die hellen Streifen, die über alle Unebenheiten des Bodens gleichmäßig hinwegziehen.

Drittes Kapitel.

Die Planeten und ihre Trabanten.

§ 13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten.

Von den zu unserem Sonnensystem gehörigen Himmelskörpern sind die beiden für unsere Erde wichtigsten, die Sonne und der Mond, in den vorangehenden Kapiteln besprochen worden. Mit der Erde selbst haben wir uns hier nicht zu beschäftigen, und wir wenden uns daher nunmehr den übrigen großen Planeten und ihren Trabanten, sowie der Gruppe der kleinen Planeten zu. Letztere besteht aus hunderten von einzelnen Körpern, von deren physischer Beschaffenheit wir aber infolge ihrer Kleinheit nur sehr wenig wissen. Nur die Helligkeitsmessungen geben uns einigen Aufschluß über sie. Es sollen daher die Ergebnisse der photometrischen Messungen der kleinen und der besseren Übersicht wegen auch der großen Planeten zunächst besprochen werden. Über die letzteren können wir auch mit Hilfe der Spektralanalyse einiges ermitteln. Was wir sonst über die physische Beschaffenheit der großen Planeten und ihrer Trabanten wissen, wird den Gegenstand der beiden nächsten Paragraphen bilden.

Um aus den Helligkeitsverhältnissen eines Planeten einen Rückschluß auf seine Oberflächenbeschaffenheit machen zu können, ist es nötig, das Verhältnis zu kennen, in welchem das von einer beleuchteten Fläche wieder ausgestrahlte Licht zu der Gestalt und Natur dieser Fläche und zu der Art ihrer Beleuchtung steht. Nun kennen wir aber in Wahrheit diese Beziehungen, die sehr kompliziert sind, nicht, sondern müssen uns mit theoretisch ermittelten Gesetzen behelfen, die alle

§13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten. 69

nur eine Annäherung an die Wahrheit bedeuten. Solche Gesetze sind von Euler, Lambert und Lommel-Seeliger aufgestellt, und wenn auch das letzte derselben wohl der Wirklichkeit am nächsten kommt, so vermag es doch nicht alle am Himmel auftretenden Helligkeitsverhältnisse darzustellen und zu erklären. Eine große Schwierigkeit bietet dabei die Aufgabe, eine Formel aufzustellen, nach welcher man die Helligkeit einer unvollständig erleuchteten Kugel berechnen kann, wenn die Helligkeit der vollständig beleuchteten bekannt ist, also z. B. die Helligkeit der verschiedenen Lichtgestalten oder „Phasen" des Mondes in Bruchteilen der Bollmondhelligkeit auszudrücken. Es ist bereits in § 10 darauf hingewiesen, daß die verschiedenen theoretischen Ausdrücke diese Aufgabe beim Mond absolut nicht zu lösen vermögen, weil dieselben notgedrungen eine glatte, das Licht überall gleich stark reflektierende Oberfläche des betreffenden Körpers voraussetzen, die der Mond nicht besitzt.

Schon etwas besser als beim Monde werden die betreffenden Formeln die Phasenhelligkeit bei solchen Körpern darstellen, die von einer Atmosphäre umhüllt sind, welche das von außen kommende Licht teilweise reflektiert, während der Rest an der Oberfläche des Körpers selbst reflektiert wird. Ist endlich die Atmosphäre eines Planeten oder Trabanten so dicht oder so mit Kondensationsprodukten (Wolken) erfüllt, daß das Sonnenlicht schon in den äußersten Schichten derselben reflektiert wird, so wird die theoretisch vorausgesetzte glatte, gleichmäßig reflektierende Oberfläche in der Wirklichkeit nahezu erreicht sein. Die Helligkeit einer bestimmten Phase hängt natürlich davon ab, wie groß das Stück der der Erde zugewendeten Halbkugel des betreffenden Himmelskörpers ist, welches im Schatten liegt, und dieses wird am einfachsten durch den im Winkelmaß ausgedrückten Kreisbogen auf dem Äquator des fraglichen Planeten gemessen.

Diese Größe des verfinsterten Teiles der Kugel entspricht dem Winkel, welchen die vom Mittelpunkt der Kugel nach der Sonne und Erde gezogenen Richtnngslinien miteinander einschließen; man bezeichnet denselben als „Phasenwinkel". So scharf und bequem wie beim Mond lassen sich nun freilich die Phasen bei den Planeten nicht beobachten, am besten noch bei der Venus; beim Merkur erlaubt seine große Nähe an der Sonne nur Messungen bei 50° bis 120° Phasenwinkel. Bei den außerhalb der Erdbahn kreisenden Planeten kann der Phasenwinkel naturgemäß nicht groß werden; so beim Mars höchstens 50°, bei den Planetoiden höchstens 30°, beim Jupiter 12°, beim Saturn 6°, beim Uranus 3° und beim Neptun noch nicht einmal 2°. Bei den vier letztgenannten Planeten darf man daher kaum eine meßbare Helligkeits-ändemng mit der Phase erwarten, und in der Tat tritt eine solche auch nicht auf. Für Merkur, Venus und Mars ist man dagegen zu folgenden Resultaten gelangt: Die Helligkeit des Merkur hängt in ganz ähnlicher Weise von der Phase ab, wie dies bei unserem Monde der Fall ist. Da nun der Mond gar keine oder nur eine außerordentlich dünne Atmosphäre besitzt, so ist wahrscheinlich auch die Atmosphäre des Merkur nur dünn; auch seine Oberflächenbeschaffenheit dürfte Ähnlichkeit mit der des Mondes haben. Sehr verschieden von dem Verlauf der Phasenhelligkeiten des Mondes ist derjenige der Phasenhelligkeiten bei Venus und Mars, die untereinander in diesem Punkte Ähnlichkeit besitzen. Der hiernach naheliegende Schluß, daß die Atmosphären von Venus und Mars ebenfalls ähnlich sind, scheint aber nicht zuzutreffen, da man aus andern Gründen zu der Ansicht gekommen ist, daß die Atmosphäre der Venus weit dichter ist als die des Mars. Zu dieser Erkenntnis führt uns die Betrachtung der Werte der Albedo. Der Begriff der Albedo ist bereits in § 10 erläutert worden. Man kann auf Grund einer bestimmten

Beleuchtungstheorie die Albedo eines Planeten nur berechnen, wenn man die Größe desselben und die Helligkeit der Sonne im Vergleich zu dem betreffenden Planeten kennt. Diese letztere Kenntnis ist noch eine mangelhafte, und zudem stellt, wie erwähnt, keine der vorhandenen Beleuchtungstheorien den Verlauf der Helligkeit eines Planeten genügend dar. Daher sind auch die Albedowerte, wie sie in der folgenden Tabelle nach den auf Grund der Seeligerschen Theorie angestellten Berechnungen von Müller angeführt sind, 'noch unsicher.

Albedo

Planet

0,19

1,01

0,29

0,82

0,96

0,80

0,69

Merkur Venus Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun

Wenn man bedenkt, wie kräftig die Wolken in unserer Atmosphäre das Sonnenlicht zurückstrahlen, so daß sie glänzend weiß erscheinen, so wird man sagen können, daß diejenigen Planeten, deren Atmosphärenhülle ganz mit solchen Kondensationsprodukten erfüllt ist, das Licht am stärksten zurückwerfen, also die größte Albedo haben werden. Ähnelt dagegen die Atmosphäre eines Planeten mehr der unserer Erde an Dichtigkeit, so wird ein großer Teil des von ihm zurückgestrahlten Lichtes erst an seiner viel dunkleren und also mehr Licht absorbierenden Oberfläche reflektiert; die Albedo wird demnach kleiner sein müssen als bei der ersten Gattung. Besitzt dagegen ein Planet gar keine oder nur eine äußerst dünne Atmosphäre, so wird es in erster Linie von der Beschaffenheit seiner Oberfläche, d. h. von dem Material, aus

welchem er vorwiegend besteht, abhängen, wie groß seine Albedo ist; im allgemeinen wird diese aber klein sein, denn die meisten uns bekannten festen Materialien reflektieren das Licht schwächer als z. B. voll beleuchtete Kumuluswolken. Die obige Tabelle zeigt nun, daß alle Planeten außer Merkur eine größere Albedo besitzen als Mars und demnach wohl auch dichtere, mehr Kondensationsprodukte enthaltende Atmosphären haben als dieser. Was die Atmosphäre des Mars selbst anbetrifft, so lehrt die direkte Beobachtung dieses Planeten, daß sie sehr arm an Wolken ist. Sie dürfte sicherlich weniger dicht als die Erdatmosphäre sein, mit der sie sonst wohl Ähnlichkeit besitzen wird.

Daß die Albedo der Venus sogar größer als die Einheit wird, ist ja eigentlich mit dem Begriff der Albedo unvereinbar und würde andeuten, daß dieser Planet auch eigenes Licht aussendet. Da dies aber nicht der Fall ist, so wird man wohl lieber dieses auffällige Resultat auf die Ungenauigkeit der zur Rechnung verwendeten Grundlagen schieben. Jedenfalls besitzt die Venus eine sehr große Albedo, die man durch die Annahme einer dichten Wolkenhülle erklärt. Die Albedo des Merkur würde dem in der Tabelle gegebenen Werte entsprechen, wenn dieser Planet keine oder nur eine sehr dünne Atmosphäre hätte und seine Oberfläche aus Tonmergel bestände.

Was die Helligkeiten der Planeten betrifft, so sind dieselben infolge der wechselnden Entfernung von der Erde außerordentlich starken Schwankungen unterworfen; daher kommt es auch, daß die Planeten durchaus nicht immer bei vollbeleuchteter Scheibe im hellsten Lichte erscheinen. Am schlagendsten zeigt sich das bei der Venus, die bei vollbeleuchteter Scheibe ihre größte Entfernung von der Erde hat, und die im größten Glanze strahlt, wenn ihr Phasenwinkel etwa 120° ist, sie sich uns also als schmale Sichel darstellt.

§13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten. 73

Aus der großen Zahl der Planetoiden sind erst verhältnismäßig sehr wenige auf ihre Helligkeitsschwanknngen hin genauer untersucht worden; doch haben diese teils von Parkhurst, teils von G. Müller herrührenden Beobachtungen klar eine Schwankung der Helligkeit mit der Phase erwiesen. Der Verlauf, die Lichtzu- und -abnähme mit der Phasenänderung, zeigt bei den bisher untersuchten 34 Planetoiden erhebliche Differenzen; wenn man aber das Mittel aus den Helligkeitskurven für diese verschiedenen kleinen Planeten nimmt, so erhält man ein dem Merkur am nächsten kommendes Verhalten, was also auf eine gewisse Ähnlichkeit der Oberflächen- und Atmosphärenbeschaffenheit zwischen den Planetoiden und dem Merkur hindeuten würde. Die Probe darauf durch Berechnung der Albedowerte kann man deshalb nicht machen, weil es bisher im allgemeinen nicht möglich war, die Durchmesser dieser kleinen Himmelskörper direkt zu messen. Man kann aber umgekehrt unter Annahme eines Albedowertes die Durchmesser der Planetoiden aus ihren Helligkeiten bestimmen, und das hat Müller für die bisher photometrisch untersuchten Planeten getan, indem er einmal die Annahme machte, daß ihre Albedo gleich der des Merkur, ein anderes Mal, daß sie gleich der des Mars sei. In der umstehenden Tabelle sind die von ihm gefundenen Werte zusammengestellt. Beigefügt sind die Helligkeiten der Planetoiden, die sie in der Opposition haben, wenn Planetoiden und Erde sich in ihren mittleren Abständen von der Sonne befinden.

Für die ersten vier der genannten Planeten ist es Barnard gelungen, die Durchmesser durch direkte Messung zu bestimmen. Er fand den Durchmesser der Ceres zu 768 km, den der Pallas zu 483 km, den der Juno zu 193 km und den der Vesta zu 385 km. Die Abweichungen gegen die oben angegebenen berechneten Werte sind recht groß, namentlich bei Vesta, die eine abnorm große Albedo zu besitzen scheint.

Durchmesser in Heilig- ^ Kilometern I feit in Stern-

Albedo I Albedo I großen

00 00'f'ft>I>O^O5a5(MCs)'^t>00iOt>

vvvvvvvvsvvvvvvvv

oooooo2air-ioa500<MOG<io)OG<t

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Merkur- Mars-

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Nummer. und Name des Planetoiden

25. Phocäa . .

29.    Amphitrite

30.    Urania . 37. Fides .

39.    Lätitia .

40.    Harmonia

41.    Daphne

43.    Ariadne

44.    Nysa . . 56. Melete . 71. Niobe . 75. Eurydice 77. Frigga .

127. Johanna 192. Nausikaa 258. Tyche 261. Prymno

Durchmesser in Hellig-Kilometern | Mt |n Stern-

Albedo I Albedo I großen

^t^ciTcooairododoocr-roarodarararo

Merkur- Mars-

857 684 662 529 329 263 939 750 180 144 253 202 273 218 210 168 281 225

322    257

239    190

Nummer und Name des Planetoiden

1.    Ceres

2.    Pallas

3.    Juno

4.    Vesta

5.    Asträa

6.    Hebe

7.    Iris

8.    Flora

9.    Metis

11. Parthenope    . .    .||    193    154

137    109

227    181

15.    Eunomia    ...    .||    343    274

16.    Psyche

18. Melpomene    . .    .|    224    |    179

20.    Massalia

21.    Lutetia .....II 157 | 125

12. Viktoria

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§ 13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten. 7 5

Bei einigen unter den kleinen Planeten hat man nun sehr eigentümliche, von der Phase ganz unabhängige Helligkeitsänderungen wahrgenommen, die im Laufe weniger Stunden vor sich gehen. Ein besonders interessantes Beispiel hierfür bietet derjenige unter den kleinen Planeten dar, der von allen der Erde am nächsten kommen kann, der Eros. Zu Beginn des Jahres 1901 zeigte derselbe Helligkeitsänderungen von mehr als einer Größenklasse, die eine Periode von etwa 2¹/₂ Stunden innehielten.. Im Mai 1901 waren diese Schwankungen verschwunden, und auch bei der letzten Opposition Ende 1907 war die Helligkeit des Eros konstant, abgesehen von den durch die Phase und die Änderung der Entfewung von der Erde bedingten Schwankungen. Eine völlig befriedigende Erklärung dieser Erscheinungen steht noch aus; vielleicht ist der Eros nicht von kugelförmiger, sondern von unregelmäßiger Gestalt, wozu noch ungleichmäßige Färbungen der Oberfläche als Ursache der Lichtschwankungen kommen mögen. Auch bei einigen andern kleinen Planeten sind ähnliche Helligkeitsändemngen neuerdings beobachtet worden, so bei (7) Iris, (15) Eunomia und (135) Hertha. Aber auch bei diesen Planeten ist die Sachlage noch nicht klargestellt.

Bon den Trabanten in unserem Planetensystem ist ein großer Teil, nämlich die des Mars, Uranus und Neptun, die neuentdeckten Monde des Jupiter und einige von den Monden des Saturn, außerordentlich schwach und nur in großen Instrumenten sichtbar. Ihre photometrische Untersuchung ist daher sehr schwierig, und es ist wenig über sie bekannt. Zu interessanten Ergebnissen ist man dagegen bei den vier schon von Galilei entdeckten Jupitermonden und den fünf hellsten Monden des Saturn (Tethys, Dione, Rhea, Titan, Japetus) gelangt. Alle diese Trabanten zeigen Helligkeitsschwankungen und zwar ist die Periode derselben in allen Fällen gleich der

Umlaufszeit des betreffenden Mondes um seinen Planeten. Da diese Helligkeitsänderungen vermutlich mit der Rotation der Monde um ihre Achse zusammenhängen, so kann man den Schluß ziehen, daß, wie bei dem Monde der Erde, so auch bei den genannten Monden die Umdrehung um die Achse in derselben Zeit wie der Umlauf um den Hauptplaneten erfolgt, daß also diese Monde ihrem Hauptplaneten stets dieselbe Seite zukehren.

Der Verlauf der Helligkeitsschwankungen während eines Umlaufs ist bei den vier Jupitermonden sehr kompliziert und zudem Veränderungen unterworfen. Die Größe der Schwankungen erreicht nur bei dem zweiten Jupitermonde eine Größenklasse und ist bei den andern kleiner. Auch bei den Saturnmonden scheinen Schwankungen von mehr als einer Größenklasse nicht vorzukommen. Ihre Helligkeitsänderungen sind noch nicht so genau untersucht wie die der Jupitermonde. Wie alle diese Erscheinungen im einzelnen zu deuten sind, steht noch dahin. Jedenfalls bietet die Erklärung sehr große Schwierigkeiten.

Das Licht, welches die Planeten uns zusenden, ist reflektiertes Sonnenlicht, und das Spektrum der Planeten muß daher im großen ganzen mit dem Sonnenspektrum übereinstimmen. Wenn aber ein Planet eine Atmosphäre besitzt, so hat das von seiner Oberfläche zurückgeworfene Licht, ehe es zu uns gelangt, diese Atmosphäre zweimal durchlaufen, und es können daher neue Absorptionslinien im Spektrum auftreten oder schon vorhandene gegenüber dem Sonnenspektrum verstärkt werden. Die Spektralanalyse vermag uns daher wichtige Aufschlüsse über die Atmosphären der Planeten zu liefern.

Im Spektrum des Merkur scheinen die tellurischen^) Banden des Wasserdampfes etwas verstärkt zu sein, woraus

N Vgl. § 3.

§ 13. Helligkeiten und Spektra der Planeten und Trabanten. 77

man schließen kann, daß er eine Wasserdampf enthaltende Atmosphäre besitzt. Dieses Resultat bedarf aber noch dringend der Bestätigung. Etwas sicherer ist man für die Venus zu dem gleichen Ergebnis gelangt. Jedenfalls ist die Absorption in der Venusatmosphäre nur gering; da man aber diesem Planeten aus andern Gründen eine dichte Atmosphäre zuschreibt, so ist anzunehmen, daß die Sonnenstrahlen nicht tief in dieselbe eindringen, sondern von einer Wolkenhülle reflektiert werden. Ob auch im Spektrum des Mars die Wasserdampfbanden verstärkt erscheinen, ist eine lange Zeit hindurch eine strittige Frage gewesen. Erst durch die Beobachtungen von Slipher ist dieselbe wohl endgültig in bejahendem Sinne entschieden. Die Marsatmosphäre enthält also tatsächlich Wasserdampf. Im übrigen unterscheidet sich das Spektrum des Mars nicht von dem der Sonne.

Zn befriedigenderen Resultaten hat die Untersuchung der Spektra von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun geführt. Alle diese Planeten zeigen Absorptionsbanden und -linien, die im Sonnenspektrum nicht vorhanden sind, und andere Banden und Linien sind verstärkt. Die neu auftretenden Banden und Linien werden von Planet zu Planet in obiger Reihenfolge (also mit wachsender Entfewung von der Sonne) stärker und zahlreicher; ein großer Teil von ihnen ist unbekannten Urspmngs, die übrigen gehören dem Wasserdampf an. Im Spektrum des Uranus und noch deutlicher in dem des Neptun sind auch die Wasserstofflinien verstärkt und es treten Heliumlinien auf, so daß also in den Atmosphären dieser beiden Planeten freier Wasserstoff und freies Helium vorhanden sein muß. Es ist auffallend, daß gerade in den Atmosphären der äußersten Planeten die leichtesten Gase auftreten. Der Saturnring besitzt keine Atmosphäre, denn in seinem Spektrum fehlen die dem Saturn eigentümlichen Absorptionsbanden, namentlich, wie schon Vogel konsta-

tieren konnte, das den vier äußeren Planeten eigentümliche starke Absorptionsband unbekannten Ursprungs von der Wellenlänge 6190 ÄE.

Über die Spektra der kleinen Planeten und der Trabanten der Planeten ist Sicheres noch nicht bekannt. Wegen der Lichtschwäche dieser Himmelskörper ist die Untersuchung ihrer Spektra äußerst schwierig.

§ 14. Die physische Beschaffenheit der inneren Planeten.

Seit der Erfindung des Fernrohres hat man die Oberflächen der verschiedenen Planeten aufmerksam beobachtet, aber zunächst fast ausschließlich zu dem Zweck, Anhaltspunkte für eine Bestimmung ihrer Achsenrotation zu finden; erst die neuere Zeit hat den Schwerpunkt auf die Erforschung der Oberfläche als solche gelegt. Hierbei setzte der Merkur wegen seiner großen Sonnennähe der Beobachtung die größten Schwierigkeiten entgegen; doch glaubte Schröter am Ende des 18. Jahrhunderts einige Veränderungen an den Spitzen (sogenannten Hörnern) der Merkursichel wahrgenommen zu haben, aus denen eine Rotationsdauer von 24 Stunden abgeleitet wurde. In der Neuzeit (1882—89) hat Schiaparelli auf dem Merkur Flecke und Streifen wahrgenommen und schließt daraus, daß der Merkur der Sonne immer dieselbe Seite zukehre, d. h. eine Rotationsdauer von 88 Tagen besitze. Die von Schiaparelli in einer Kartenskizze zusammengestellten Flecke zeigen alle eine streifenartige Form mit undeutlichen und verwaschenen Rändem. Beobachtungen von anderen Astronomen bestätigten teils den angegebenen Wert der Untersuchungszeit, teils führten sie zu gänzlich andern Resultaten. Nun hat vor einiger Zeit Billiger gezeigt, daß jede Kugel mit glatter, Heller Oberfläche bei seitlicher Beleuchtung dunkle Streifen zeigt, die auf Sinnestäuschung beruhen; er hat diese Tatsache durch praktische Experimente an Gips- und Gummikugeln bewiesen. Daher liegt die Vermutung sehr nahe, daß ein großer Teil der ans dem Merkur beobachteten Flecke in ähnlicher Weise zu erklären ist. Nur sehr sorgfältige und ausgedehnte Beobachtungsreihen können uns vielleicht sichere Anhaltspunkte dafür geben, was für Gebilde auf der Oberfläche des Merkur sichtbar sind, und wie schnell er um seine Achse rotiert.

Das eben Gesagte gilt in noch höherem Grade von dem Planeten Venus, der mit seiner sehr großen Albedo (vgl. § 13) den Bedingungen der Billigerschen Experimente weit besser entspricht als der Merkur. Schon immer waren die auf der Venus sichtbaren, verwaschenen und zarten Flecke den Beobachtern zweifelhaft und unsicher erschienen, und viele hatten sie nur für atmosphärische Gebilde angesehen und aus diesen Beobachtungen auf eine sehr dichte Wolkenhülle der Venus geschlossen, wie sie ja auch nach den Betrachtungen im vorigen Paragraphen wahrscheinlich ist. Andere Astronomen freilich schrieben die wahrgenommenen Flecke der Oberfläche des Planeten zu. Jetzt kann man wohl mit ziemlich großer Gewißheit sagen, daß die meisten der auf der Venus gesehenen Flecke auf Sinnestäuschung beruhen; und es wird auch hier sehr eingehender Studien bedürfen, wenn es gelingen soll, die dem Planeten eigentümlichen Flecke von diesen Sinnestäuschungen zu trennen, und schließlich aus denselben die Rotationsdauer des Planeten zu bestimmen. Diese letztere ist bis jetzt noch völlig unbekannt, und wie sehr wir noch über die Oberflächenbeschaffenheit der Venus im Unklaren sind, beweisen am besten die verschiedenen für die Umdrehungszeit abgeleiteten Zahlen. 1667 schloß Cassini aus Beobachtungen eines Fleckes auf eine Rotation von etwa 23h. 1728 veröffentlichte Bianchini den Wert von 24 Tagen 8 Stunden als Umdrehungszeit der Venus; bald daraus zeigte der jüngere

Cassini jedoch, daß Bianchini seine Beobachtungen falsch diskutiert habe, und daß der wahre Wert 23¹/₃ Stunden betrage; diesen glaubten Schröter zu Ende des 18. Jahrhunderts und De Vico um 1840 bestätigen zu können. 1890 folgerte Schiaparelli aus seinen Beobachtungen und denen anderer, daß auch bei Venus die Dauer der Rotation gleich der ihres Umlaufs um die Sonne, also gleich 225 Tagen, sei, und der Amerikaner Lowell bestätigte später dieses Resultat, während die Beobachtungen Brenners wieder auf eine kurze Rotationsdauer hindeuteten. Dann hat Belopolski in Pul-kowa versucht, die Rotationsdauer der Venus auf spektroskopischem Wege auf Grund des Dopplerschen Prinzips zu bestimmen. Er maß dabei die Radialgeschwindigkeit der Randteile des Planeten, die offenbar von der Geschwindigkeit der Rotation abhängig ist. Die durch die Rotation bewirkte Verschiebung der Spektrallinien ist aber in diesem Falle nur sehr gering und die Entscheidung der Frage daher auf diesem Wege äußerst schwierig. Belopolskis Messungen lassen auf eine schnelle Umdrehung schließen. Dagegen ist der Amerikaner Slipher ebenfalls auf spektroskopischem Wege zu dem entgegengesetzten Resultate, nämlich zur Annahme einer sehr-langsamen Rotation gelangt. Es muß also eingestanden werden, daß über die Rotation der Venus noch nichts Positives bekannt ist.

Ganz anders liegen die Verhältnisse bei dem Planeten Mars. Hier wissen wir mit Bestimmtheit, daß die auf ihm sichtbaren Gebilde seiner Oberfläche angehören, und daß an denselben wohl hie und da erhebliche Gestaltsänderungen wahmehmbar sind, daß sie aber ihren Ort auf der Marskugel nicht ändern. So können wir z. B. einen von Huygens im Jahre 1659 gezeichneten Fleck heute noch mit voller Bestimmtheit identifizieren, und somit ist auch die Rotationsdauer des Mars mit aller Schärfe bestimmbar; sie hat sich aus einer großen Anzahl von Beobachtungen zu 24h 37 m 23 ⁸ ergeben. Wir besitzen eine gloße Anzahl von Karten der Marsoberfläche, die von den verschiedensten Beobachtem entworfen sind. Da man bei der Bezeichnung der auf dem Mars wahrgenommenen Gebilde früher nicht einheitlich vorging, so war in der Benennung derselben eine große Verwirrung eingerissen, die erst durch die von Schiaparelli herausgegebenen Marskarten mit Namen aus der Geographie und Mythologie des Altertums beseitigt wurde. Fig. 7 und 8 sind verkleinerte Bilder der von Schiaparelli auf Grund seiner Beobachtungen aus den Jahren 1877—1888 entworfenen Marskarten, und zwar zeigt Fig. 7 die Gebilde der Marsoberfläche in ihrem normalen Aussehen unter Beifügung der meisten von Schiaparelli gegebenen Namen, während Fig. 8 das gleich näher zu besprechende Phänomen der Verdoppelung zur Anschauung bringt.

Man kann auf dem Mars drei Hauptarten von Flecken unterscheiden: 1. weiße Regionen, welche an seinen Polen auftreten; 2. helle Regionen, für gewöhnlich dunkelgelb oder orange, die aber Abstufungen vom Gelb bis zum reinen Weiß, vom Rotorange bis zum Tiefrot zeigen; 3. dunkle Regionen (Flecke im gewöhnlichen Sinne), gewöhnlich eisengrau, schwanken zwischen aschgrau und schwarz. Sehen wir uns diese drei Kategorien etwas näher an.

1. Weiße Regionen. An den Polen des Mars, aber nicht mit diesen genau konzentrisch, zeigen sich hell leuchtende weiße Flecke, die an Durchmesser abnehmen, je näher das Sommersolstiz für den betreffenden Pol rückt; doch erreicht der Fleck am nördlichen Pol seinen geringsten Durchmesser durchschnittlich erst 50—60 Tage nach dem nördlichen Sommersolstiz und wird dann langsam wieder größer; der am Südpol hat seine geringste Ausdehnung durchschnittlich 90—120 Tage nach dem südlichen Sommersolstiz und wächst dann ziemlich

Ludendorff, Astrophysik.

rasch wieder. Man glaubt, daß die Polarflecke aus Schnee und Eis oder etwas Ähnlichem bestehen und demnach im Sommer zusammenschmelzen; sie entsprechen völlig dem Polareis der Erde. Das ungleiche Verhalten an den beiden Polen hängt damit zusammen, daß die Nordhalbkugel des Mars einen langen gemäßigten Sommer und kurzen milden Winter, die südliche dagegen einen kurzen heißen Sommer und einen langen kalten Winter hat, genau wie das auch auf der Erde der Fall ist. An den Polarflecken zeigen sich gelegentlich Abzweigungen; eine sehr konstante ans dem Jahre 1888 ist auf der Karte angegeben.

2. Helle Regionen, welche man als Länder anzusehen gewöhnt ist, obgleich sich nicht mit Bestimmtheit sagen läßt, daß sie wirklich unserem Begriff „Land" entsprechen. Diese zeigen wirkliche, dauernde Veränderungen nur selten, dagegen zahlreiche optische, die periodisch, d. h. mit der Rotation des Mars, wiederkehren. Die Gegenden Elysium und Tempe (Fig. 7) zeigen das besonders auffallend, indem sie am Planetenrande häufig weiß erscheinen, beim Passieren der Mitte orangefarben und, wenn sie sich dem Rande nähern, wieder weiß werden. Eine wirkliche, aber vorübergehende Veränderung zeigt z. B. die Gegend zwischen dem Mare Sirenum und den Kanälen Titan, Acheron und Sirenius, indem sie zu gewissen Zeiten hell und ohne eine Spur von Kanälen erscheint, zu anderen Zeiten dunkler und von den in der Karte eingetragenen dunkeln Linien durchkreuzt ist. Auch kleine weißleuchtende Flecke sind gelegentlich lange auf einer und derselben Stelle sichtbar, zeigen sich jedoch dann nicht wieder, wenn der Mars nach zwei Jahren und zwei Monaten wieder eine für die Beobachtung günstige Stellung hat. Eine dauernde Veränderung scheint der Kontinent Libya (Fig. 7, ganz links) erfahren zu haben, indem die ihn begrenzende Syrtis major ein immer größeres Stück des-

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Karte des Mars nach Schiaparelli.

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selben mit einem grauen Ton überdeckt und damit dort eines jener Zwischengebilde geschaffen hat, die gleichsam Helle und

3. dunkle Regionen verbinden. Diese Übergangsformen sind besonders zahlreich auf der südlichen Halbkugel; dieselben stellen meistens hellere Regionen in den dunkeln Flecken dar, sind in Farbe und Helligkeit recht wechselnd und ohne scharfe Grenzen; Beispiele dafür sind die in Fig. 7 auf der linken südlichen Halbkugel bezeichneten: Deucalionis-, Pyrrhä-, Protei- und Ogygis-Regio, ferner Japygia, Önotrta, Noachis und Hellas. Die dunkeln Regionen selbst Pflegt man als Meere, Meeresteile und Seen, kurz als Wasser anzusehen, ohne daß indessen ein strenger Beweis für die Zulässigkeit dieser Annahme bisher erbracht wäre. Diese dunkeln Flecke zeigen keine von der Rotation abhängige Änderung in Farbe oder Helligkeit, wohl aber zeigen sie in langen Perioden gelegentlich Änderungen ihrer Schwärze bis zum Hellgrau. Kleinere „Seen" verschwinden mitunter ganz, während sich andererseits auch neue bilden. Mitunter werden große Landmassen „überschwemmt", d. h. ihre Helle Färbung verwandelt sich in eine dunkle. Alle diese vorübergehenden Veränderungen scheinen in engem Zusammenhange mit den Jahreszeiten auf dem Mars zu stehen.

Zu den dunkeln Gebilden gehören auch jene rätselhaften Kanäle, von denen die breitesten wohl schon früher beobachtet waren, die aber erst 1877 von Schiaparelli als charakteristische Eigentümlichkeit der Marsoberfläche erkannt wurden. Seit den ersten Entdeckungen von Schiaparelli sind auch von andern Beobachtern noch zahlreiche Kanäle aufgefunden worden. Sie sind 30—300 km breit und 500—5000 km lang und verlaufen meist ganz gerade oder in großen flachen Bögen, wodurch sie sich wesentlich von unseren Flüssen unterscheiden. Auch darin sind sie von letzteren verschieden, daß sie niemals mitten in einem Lande ihren Ursprung nehmen, sondern stets

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Fig. 8.

Karte des Mars nach Schiaparelli. (Mit verdoppelten Kanälen.)

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größere dunkle Flecke (Meere oder Seen) untereinander ober mit einem anderen Kanal verbinden. Bei einer solchen Verbindung letzterer Art oder bei einer Kreuzung von Kanälen stören sie sich nicht gegenseitig; nur wenn mehrere derselben an einem Punkt zusammenlaufen, bilden sie an diesem meist eine Art Erweiterung, einen See.

Die Kanäle sind zumeist sehr zarte Gebilde und nur unter günstigen Bedingungen sichtbar. Auch ist die Sichtbarkeit ein und desselben Kanals großen Veränderungen unterworfen, die ebenfalls von den Jahreszeiten auf dem Mars abhängig sind.

An den Kanälen ist nun ein sehr merkwürdiges Phänomen beobachtet worden, nämlich das der Verdoppelung (Fig. 8). Dasselbe wurde zuerst 1882 von Schiaparelli wahrgenommen und stellt sich folgendermaßen dar: Verhältnismäßig plötzlich, gelegentlich von einem Beobachtungsabend zum andern, erscheint ein Kanal doppelt, d. h. statt eines Kanals zeigen sich Zwei genau parallele, nahe benachbarte Kanäle, von denen der eine gewöhnlich genau die Stelle des ursprünglichen, einfachen Kanals innehat. In der Regel gleichen sich beide Komponenten in Farbe, Breite mib Dunkelheit. Wenn nun auch ihre scheinbare Entfernung voneinander infolge des großen Abstandes des Mars vom Beobachter nur klein erscheint, so kann sie doch in Wirklichkeit recht bedeutend sein, und man hat Entfernungen der beiden Komponenten bis zu 900 km beobachtet. Eine untere Grenze für diese Entfernung läßt sich nicht gut angeben. Die Distanz der Komponenten scheint bei verschiedenen Verdoppelungen nicht immer dieselbe zu sein.

Für die Zeit des Eintretens der Verdoppelungen hat man bisher keine Regel aufstellen können. Übrigens betrifft die Erscheinung durchaus nicht alle Kanäle, vielmehr ist nach Lowell bisher nur etwa ¹/₄ aller bekannten Kanäle zeitweise

doppelt gesehen worden. Fig. Zustellt alle Verdoppelungen dar, die von Schiaparelli 1882—1888 beobachtet worden sind; aber diese waren niemals alle gleichzeitig sichtbar. Wenn ein Kanal im Begriff ist, sich zu verdoppeln, so erscheint er häufig in einen Nebel gehüllt, aus dem sich dann allmählich die beiden Komponenten entwickeln.

Bei der Erklärung der auf dem Mars beobachteten Phänomene muß man nicht außer acht lassen, daß die mittlere Temperatur dieses Planeten jedenfalls sehr viel niedriger ist als die der Erde, da die Sonnenstrahlung für ihn wesentlich kleiner ist als für letztere. Man wird daher wohl annehmen dürfen, daß die mittlere Temperatur des Mars unter dem Gefrierpunkt liegt. Daß er eine Atmosphäre besitzt, ersahen wir aus den spektroskopischen Beobachtungen, und das Vorhandensein einer solchen wird noch dadurch bestätigt, daß das Detail auf der Oberfläche des Planeten an denRändern undeutlicher erscheint als in derMitte derScheibe. Daß aber die Atmosphäre nur eine geringe Dichte besitzt, folgt aus dem kleinen Werte der Albedo des Mars und der Tatsache, daß man Wolken und Trübungen der Atmosphäre nur selten und nur über kleinen Teilen der Scheibe wahrgenommen hat. Die Oberfläche scheint sehr eben zu sein, wenngleich man an der Lichtgrenze bisweilen Andeutungen für die Existenz von Gebirgszügen wahrgenommen haben will.

Im allgemeinen neigt man dazu, die helleren Teile der Oberfläche des Mars für Land, die dunkleren für Wasser anzusehen. Freilich läßt sich die niedrige mittlere Temperatur gegen die letztere Annahme ins Feld führen. Besondere Schwierigkeit bietet die Deutung der Kanäle und ihrer Verdoppelungen. Diese Gebilde lediglich als subjektive Täuschungen der Beobachter aufzufassen ist schon deswegen nicht angängig, weil es gelungen ist, sie zu photographieren; e&

zeigen sich sogar einige Fälle von Verdoppelungen der Kanäle auf den Platten. Cerulli nimmt an, daß die Kanäle zwar nicht ganz illusorisch, aber doch nicht ununterbrochene, gerade Linien sind; vielmehr meint er, daß die Beobachter unwillkürlich getrennte, dunkle Fleckchen und Merkmale auf der Oberfläche des Planeten zu geraden Linien zusammenfassen. Auch diese Ansicht dürfte sich angesichts der photographischen Resultate nur mit Schwierigkeiten aufrecht erhalten lassen. Teilt man sie nicht, sondern sieht die Kanäle als etwas vollkommen Reelles an, wie es viele der eifrigsten Marsbeobachter tun, so steht man allerdings einem Rätsel gegenüber. Die zur Lösung desselben aufgestellten Hypothesen verlassen aber meist die Grenzen exakter Forschung, und es kann nicht unsere Aufgabe sein, auf derartige Spekulationen näher einzugehen.

§ 15. Die physische Beschaffenheit der äußeren Planeten.

Die äußeren Planeten sind alle größer als die inneren, der größte unter ihnen aber ist der Jupiter, dessen Durchmesser 11 mal größer ist als der der Erde; dabei ist aber seine Dichte nur x/₄ von der der Erde und 1,4 mal so groß als die des Wassers. Er ist nicht genau kugelförmig, sondern stark abgeplattet. Da die Neigung der Rotationsachse des Jupiter gegen seine Bahnebene rund 87° beträgt, so ist kein ausgesprochener Wechsel von Jahreszeiten auf ihm zu erwarten. Schon die ersten Beobachter seiner Oberfläche sahen auf ihm zwei parallele dunkle Streifen. Nun haben zwar spätere Beobachtungen sicher bewiesen, daß die auf dem Jupiter sichtbaren Gebilde starken Veränderungen unterworfen, aber trotzdem diese zwei dunkeln Streifen immer auf ihm wahrnehmbar sind. Dieselben verlaufen auf der nördlichen und. südlichen Halbkugel des Planeten in ungefähr gleichen Ab-

ständen vom Äquator und parallel zu diesem. Zwischen ihnen zeigen sich häufig weiße Flecke, wie solche in Fig. 9 zu sehen sind, die eine von Wislicenus am 17. April 1886 mit Hilfe eines mittelgroßen Fernrohrs gemachte Zeichnung des Jupiter darstellt, in welcher der Südpol oben liegt. An diese dunkeln Äquatorialstreifen schließen sich meistens hellere oder weiße Partien an, dann folgen oft nochmals dunklere schmale

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Fig. 9. Jupiter.

Streifen, während die Gegenden nach den Polen zu fast stets eine gleichmäßig hellgraue Färbung zeigen. Die dunkeln Äquatorialstreifen, die sich übrigens bisweilen miteinander vereinigen, zeigen häufig einen leicht rötlichen Anhauch, gelegentlich wohl auch einen violetten Schimmer. Wahrscheinlich sehen wir die eigentliche Oberfläche dieses Planeten überhaupt nicht, sondem nur Kondensationsprodukte in seiner Atmosphäre, wobei die dunkeln Streifen und Stellen solche Gegenden darstellen, wo das Licht tiefer in die Atmosphäre

eindringen kann. Die Annahme, daß wir in den Flecken nur wolkenähnliche Gebilde vor uns haben, erklärt auch die starke Veränderlichkeit der Details auf der Oberfläche des Jupiter. Auch der große Wert der Albedo und die spektroskopische Untersuchung des Planeten hatten uns zu der Erkenntnis geführt, daß er eine dichte Atmosphäre besitzen müsse <vgl. § 13). Wahrscheinlich besitzt der Jupiter noch eine beträchtliche eigene Wärme, denn die Sonnenstrahlung, die für diesen Planeten wegen seiner großen Entfernung von der Sonne nur noch gering ist, würde kaum ausreichen, um die starken Bewegungen in seiner Atmosphäre zu veranlassen. Allerdings sind die Gebilde, die wir auf der Jupiteroberfläche beobachten, sehr viel beständiger als die Wolken in der irdischen Atmosphäre; z. B. hat sich der große „rote Fleck", der im Jahre 1878 ein sehr auffallendes Objekt wurde, von dem aber Andeutungen auch schon früher vorhanden waren, bis in die Gegenwart erhalten. Seine ausgesprochen rote Färbung ist allerdings verschwunden, aber seine Größe <40000 km Länge und 14000 km Breite) und seine elliptische Gestalt hat er beibehalten.

Durch Beobachtung der Flecke kann man die Rotationsdauer des Jupiter bestimmen. Da aber die Flecke nicht der eigentlichen Oberfläche angehören und eigene Bewegungen haben, so wird man bei Beobachtung verschiedener Flecke auch zu verschiedenen Werten der Rotationsdauer geführt. Man findet aus Flecken nahe am Äquator des Jupiter im allgemeinen eine Rotationszeit von etwa 9h 507₂m, Flecke in höheren Breiten (solche von mehr als 40° Breite kommen kaum vor) ergeben dagegen eine um etwa 5m längere Umdrehungszeit. Man findet also bei Jupiter ein ähnliches Verhalten wie bei der Sonne angedeutet, daß nämlich am Äquator die Umdrehung am schnellsten vor sich geht. Es fragt sich aber, ob wir es hier nicht nur mit gesetzmäßigen Strömungen

in der Atmosphäre des Planeten zu tun haben, die uns eine verschiedene Rotation für verschiedene Breiten vortäuschen.

Auf den vier großen Jupiter-Satelliten lassen sich nur unter den günstigsten Umständen einige Details erkennen. Der erste von ihnen scheint einen Hellen Äquatorialgürtel und dunkle Polkappen zu haben, auf dem dritten und vierten sind helle Polkappen beobachtet worden. Gelegentlich sind diese Monde, namentlich der erste, in elliptischer Gestalt gesehen worden, es bleibt aber eine weitere Bestätigung dieser Wahmehmungen, die wohl meist auf Täuschung beruhen, abzuwarten. Die Dichte dieser Himmelskörper ist sehr gering, nämlich nur ein- bis zweimal so groß als die des Wassers. Über die interessanten Helligkeitsschwankungen und die daraus zu ziehenden Folgerungen hinsichtlich der Umdrehungszeiten ist schon in § 13 gesprochen worden.

Den sonderbarsten Anblick von allen Planeten bietet zweifellos der Saturn dar, und die ersten Astronomen, welche ihn durch das Femrohr betrachteten, vermochten über seine wunderbare Gestalt, die sie meist in ihren mangelhaften Jnstmmenten nicht richtig erkennen konnten, nicht ins klare zu kommen. Erst als Christian Huygens den Saturn itt den Jahren 1655—1656 systematisch beobachtete, erkannte er, daß die eigentliche Planetenkugel von einem freischwebenden Ring umgeben ist. Fig. 10 stellt den ©atum dar, wie ihn Asaph Hall am 7. Oktober 1884 im großen Refraktor der Washingtoner Sternwarte sah. Der freischwebende Ring besteht zunächst aus einem äußeren, etwas weniger hellen Ring (Ring A) der durch eine breite, dunkle Linie, eine zuerst 1715 von Cassini erkannte und nach ihm benannte Teilung, von dem inneren hellsten Ringe B getrennt ist, an welchen sich dann ein von Bond im Jahre 1850 zuerst deutlich beobachteter dunkler oder Dunst-Ring G schließt. Wahrscheinlich ist letzterer auch schon vorher beobachtet, jedenfalls sicher 1838 von Galle, und es würde auch sehr wunderbar sein, wenn ein so gut und deutlich sichtbares Objekt, das die Bezeichnung dunkel eben nur im Vergleich mit den helleren Nebenobjekten verdient, so lange unbemerkt geblieben sein sollte. Außer der Cassini scheu Teilung, die nicht immer so gut und scharf zu sehen ist, wie sie die Figur zeigt, sind bis in die neueste Zeit hinein immer wieder neue Teilungen beobachtet worden, von denen die bekannteste die von Encke auf dem Ringe A. entdeckte ist; diese verschiedenen Teilungen, außer der Cassinischen und

Fig. 10. Saturn.

wahrscheinlich der Enckeschen, sind aber keineswegs unveränderlich, sondern scheinen sich bald zu schließen, bald zu öffnen. Die Dimensionen der Ringe und der Satumkugel sind nach den Messungen von Barnard die folgenden:

Äußerer Durchmesser des    Ringes A 278000 km

123000 „ 112000 „

Äquatorialer    „    „    Saturn

Polarer

In der Figur ist auch deutlich der Schatten zu erkennen, den die Saturnkugel auf den Ring wirft. An diesem Schatten hat man gelegentlich Einkerbungen oder auch eine Krümmung nach innen statt nach außen bemerkt, was wohl durch Unebenheiten der Ringe zu erklären ist. Für das Vorhandensein von solchen Unebenheiten spricht auch die Tatsache, daß, wenn die Erde in der Ringebene steht, der Ring nicht als gleichmäßige, feine Linie gesehen wird, sondern man Lichtknoten auf demselben wahrnimmt. Die Dicke des Ringes ist sehr gering und liegt unterhalb von 200 km.

Während man anfangs die Ringe für feste Gebilde hielt, ist es jetzt nachgewiesen, daß sie aus lauter kleinen, einzeln nicht mehr wahmehmbaren Körperchen bestehen; daß dies der Fall sein muß, zeigte Clerk Maxwell im Jahre 1856 auf Grund mathematischer Betrachtungen. Ein fester oder flüssiger Ring würde sich nämlich nicht auf die Dauer erhalten können, sondern müßte bei der geringsten Störung des Gleichgewichts auf den Satum stürzen. Derartige Gleichgewichtsstörungen müßten aber allein schon infolge der Anziehungswirkungen der Monde des Satum eintreten, b Die Maxwellsche Theorie über die Konstitution des Satumringes hat nun eine Reihe glänzender Bestätigungen erfahren. Zunächst zeigt eine von Seeliger auf Grund derselben aufgestellte Beleuchtungstheorie des Ringes eine auffallend gute Übereinstimmung mit den beobachteten Ber-. hältnissen. Durch die Maxwellsche Annahme würde sich auch das Auftreten und Verschwinden gelegentlicher Teilungen im Ringe am einfachsten erklären, ebenso das von Lassell, Trouvelot und anderen behauptete Durchschimmern der Saturnkugel durch den dunklen Ring; dieser würde dann als aus weniger dicht zusammengedrängten Körperchen bestehend anzusehen sein.

Schließlich wurde die Richtigkeit der Maxwell scheu Theorie endgültig durch die spektroskopischen Beobachtungen von

Keeler erwiesen. Dieser zeigte durch Messungen der Verschiebung der Linien im Spektrum des Satnrnringes, daß die innersten Teile des Ringes sich am schnellsten, die äußersten sich am langsamsten um den Saturn bewegen, ganz wie es der Bewegung nach den Keplerschen Gesetzenx) entspricht. Das wäre natürlich ganz unmöglich, wenn die Ringe ein festes Ganzes bildeten. — Der Saturn selbst besitzt, wie die oben für den Polar- und den Äquatorialdurchmesser gegebenen Werte zeigen, eine starke Abplattung. Aus dem hohen Werte der Albedo und den Resultaten der spektroskopischen Beobachtungen haben wir bereits auf eine dichte Atmosphäre geschlossen. Auf der Oberfläche lassen sich nur einige zarte, verwaschene, hellere oder dunklere Streifen erkennen, die dem Äquator parallel sind. Selten sind etwas deutlichere, Helle Flecke, die eine Bestimmung der Umdrehungszeit des Saturn ermöglichen. Es hat sich dafür ein Wert von lO¹/^ ergeben. Ein irrt Jahre 1903 beobachteter weißer Fleck ließ dagegen auf eine Rotationszeit von 10h38m schließen; wahrscheinlich hat er eine eigene Bewegung besessen. Ähnlich wie bei Jupiter sehen wir sicherlich nicht die eigentliche Oberfläche des Satuw, sondew nur eine höhere Schicht seiner Atmosphäre. Die mittlere Dichte des Satuw erreicht noch nicht einmal die des Wassers.

Auf den Trabanten des Saturn sind infolge der großen Entfernung Einzelheiten nicht wahrzunehmen, und einige Beobachtungen dieser Art sind zu zweifelhaft, als daß sie hier besprochen werden müßten.

Auch über die Beschaffenheit des Uranus und seiner vier Monde wissen wir nur sehr wenig. Die Bahnebenen der Monde stehen fast senkrecht auf der des Planeten, was eine ähnliche Lage der Äqnatorebene des letzteren vermuten läßt. Einzelne Beobachter glauben Streifen auf der grünlich leuch-

J) Vgl. Möbius, Astronomie (Sammlung Göschen Nr. 11).

tenben Uranusscheibe gesehen zu haben, deren Lage diese Vermutung bestätigen würde; aber diese Wahrnehmungen sind höchst unsicher, und das sind daher auch die Schlüsse, die man daraus auf die Rotationszeit des Uranus gezogen hat. Auch die Ergebnisse von spektroskopischen Beobachtungen, die Deslandres angestellt hat, um die Rotation des Uranus zu untersuchen, bedürfen noch sehr der Bestätigung. Die Dichte des Uranus ist ungefähr 1,3 mal so groß als die des Wassers.

Neptun ist so weit von der Erde entfernt, daß man wohl in absehbarer Zeit kaum Einzelheiten auf seiner Oberfläche wird erkennen oder seine Rotationszeit wird bestimmen können. Seine Dichte ist nur wenig größer als die des Wassers. Über die Beschaffenheit seines Trabanten ist ebensowenig bekannt wie über diejenige der Trabanten des Uranus. Was wir über die Atmosphären der beiden äußersten Planeten wissen, ist schon in § 13 gesagt worden.

Viertes Kapitel.

Die Kometen und Meteore.

§ 16. Die Kometen.

Während die Planeten sich in elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen, die im allgemeinen nicht allzustark vom Kreise abweichen, ist die Sachlage bei den Kometen wesentlich anders. Me Mehrzahl von ihnen beschreibt parabolische Bahnen oder doch wenigstens elliptische von sehr großer Exzentrizität. Auch die physische Beschaffenheit der Kometen ist von derjenigen der Planeten durchaus verschieden.

In der „Astronomie" von Möbius (Sammlung Göschen Nr. 11) handelt das fünfte Kapitel von den Kometen und Meteoren. Dort wird nicht nur die Bewegung der ersteren besprochen, sondern auch ihr Aussehen, die Veränderungen desselben, die Schweifbildungen usw. Femer wird der Zusammenhang zwischen Kometen und Meteorschwürmen an der Identität ihrer Bahnen nachgewiesen, wobei schließlich der Ansicht Ausdruck gegeben wird, daß die Kometen aus einer Masse getrennter Partikel bestehen, die unter der Macht äußerer Einflüsse sich über immer größere Strecken der Kometenbahn ausbreiten. Bon dieser Annahme wollen wir ausgehen, wenn wir jetzt die physische Beschaffenheit der Kometen näher betrachten, wobei alles, was in dem zitierten Kapitel gesagt ist, als bekannt vorausgesetzt und nur wo nötig angedeutet werden soll.

Die soeben erwähnte Hypothese über die Zusammensetzung der Kometen erhält weitere Stützpunkte durch das Aussehen teleskopischer Kometen, die einem Dunst- oder Nebelwölkchen gleichen, also wohl aus einzelnen, im Verhältnis zu der ungeheuren Ausdehnung der Kometen, die nicht selten Hundert-tausende von Kilometern mißt, äußerst kleinen und zwar festen Teilchen bestehen. Diese haben sicherlich beträchtliche Abstände voneinander, und die Verdichtung nach der Mitte zu ist nur eine scheinbare, weil hier der Haufen seine größte Dicke hat; denn sonst wäre die Durchsichtigkeit solcher Kometen, sowie der Umstand, daß sie das Licht der durch sie hindurch ungeschwächt leuchtenden (Sterne auch in keiner Weise ablenken oder brechen, nicht wohl erklärbar. Auch die geringe, selbst bei großer Annäherung an andere Himmelskörper nicht störend wirkende Masse drängt zu obiger Annahme, während außerdem auch der spektroskopische Befund darauf hinweist; denn dieser zeigt uns ein schwaches, kontinuierliches Spektrum, in dem auch Fraunhofersche Linien nachgewiesen sind, so daß wir es im Kometenlicht auch teilweise mit reflektiertem Sonnenlicht zu tun haben, wofür auch die weitere Beobachtung spricht, daß ein Teil des Kometenlichtes polarisiert ist.

Freilich rührt das kontinuierliche Spektrum der Kometen wohl auch zum Teil vom Eigenlicht her; denn beim Kometen 1884 I beobachtete G. Müller in wenigen Stunden eine Zunahme der Helligkeit um das 3^ fache ihres ursprünglichen Wertes, während H. C. Vogel gleichzeitig eine beträchtliche Aufhellung seines kontinuierlichen Spektrums konstatierte. Daß die Kometen uns überhaupt nicht nur reflektiertes Sonnenlicht, sondern auch eigenes Licht zusenden, zeigt weiter die Tatsache, daß über das besprochene kontinuierliche Spektrum ein Emissionsspektrum gelagert ist, welches in der Regel aus drei hellen Banden in Gelb, Grün und Blau besteht. Nach der roten Seite des Spektrums hin sind diese Banden scharf begrenzt, nach Violett hin sind sie dagegen verwaschen. Nach Lage und allgemeinem Habitus entsprechen sie drei Banden im Spektrum des Kohlenstoffs; kleine Verschiedenheiten in der Helligkeitsverteilung lassen sich durch besondere Druck- und Temperaturverhältnisse in den Kometen, vielleicht auch durch Beimengung von Kohlenoxydgas erklären. Hinsichtlich der Zugehörigkeit der Banden zum Kohlenstoff ist zu bemerken, daß dieselbe nicht ganz zweifelsfrei ist. Es ist vielmehr auch möglich, daß sie, wie man früher allgemein annahm, dem Spektrum des Kohlenwasserstoffs oder dem des Kohlenoxyds angehören, da es experimentell äußerst schwierig ist, diese drei Gase voneinander zu trennen. Außer den genannten Banden treten in den Kometenspektren auch die des Cyans (Verbindung von Kohlenstoff und Stickstoff) häufig auf. Bei dem Wellsschen Kometen (1882) leuchteten ferner, als er in der Nähe der Sonne war, die Natriumlinien sehr hell auf; dieselben wurden auch bei dem großen Septemberkometen von 1882 beob-

Ludendorff, Astrophysik.

achtet nebst einigen anderen Linien, die man mit solchen des Eisens identifizierte. Auch Linien und Banden unbekannten Ursprungs hat man in den Kometenspektren aufgefunden, so in den Spektren des Kometen Daniel (1907), und des Kometen Morehouse (1908) eine Anzahl von merkwürdigen Doppellinien, die einem unbekannten Element anzugehören scheinen. Bei dem letztgenannten Kometen, in welchem auch das Vorhandensein von Stickstoff festgestellt werden konnte, war das kontinuierliche Spektrum äußerst schwach, das Emissionsspektmm aber, namentlich in seinen brechbareren Teilen, sehr hell. Überhaupt ist das Verhältnis der Helligkeiten von kontinuierlichem Spektrum und Emissionsspektmm bei verschiedenen Kometen sehr verschieden, d. h. manche Kometen haben verhältnismäßig viel eigenes Licht/ andere dagegen werden uns' hauptsächlich dadurch sichtbar, daß sie das Sonnenlicht reflektieren. Über die Art des Selbst-leuchtens der Kometen ist man sich noch nicht ganz im klaren; wahrscheinlich ist es, daß elektrische Vorgänge dabei eine große Rolle spielen. Die Gase, deren Leuchten das Emissionsspektmm hervorruft, haben ihren Urspmng offenbar im Kem des Kometen; wahrscheinlich besteht dieser aus mehr oder weniger dicht gedrängten festen Teilchen, die unter dem Einfluß der Wärme, welche der Komet bei seiner Annäherung an die Sonne von dieser empfängt, jene Gase ausscheiden. Diese Verdampfung beginnt und bleibt am stärksten auf der der Sonne zugewandten Seite des Kems; daher sehen wir hier sich Ausstrahlungen gegen die Sonne hin entwickeln, welche jedoch bald sich wieder nach rückwärts krümmen. Dieses Rückwärtskrümmen tritt ein infolge einer von der Sonne ausgeübten Repulsivkraft, welche wir bei den Kometenschweifen entschieden als wirksam annehmen müssen. Ob dieselbe elektrischer Natur ist, ober ob sie einfach^ mit dem „Lichtdruck" (vgl. § 8) zu identifizieren ist, muß einstweilen

dahingestellt bleiben. Unter dem Einfluß dieser Repulsiv-kraft umfließen die aus dem Kern sich entwickelnden'Gase denselben als Hülle und bilden schließlich den oder die von der Sonne weggewendeten Schweife des Kometen, welche also keine von demselben mitgeschleppte Materie, sondern stets neu sich entwickelnde Verdampfungsprodukte sind. Nur auf diese Weise läßt sich die außerordentliche Dünne und Durchsichtigkeit der Schweife sowie ihre ganz enorm schnelle Bewegung erklären; denn für den Schweif kommt außer der kolossalen Geschwindigkeit, die der Kopf in der Sonnennähe hat, noch die Drehung hinzu, die er um den letzteren machen muß, um immer auf der von der Sonne abgewandten Seite zu bleiben. Die kleinen, kurzen Schweife, welche gelegentlich in entgegengesetzter Richtung beobachtet sind, dürften aus mitgerissenen festen Teilchen bestehen, gegen welche die obengenannten Kräfte nicht viel ausrichten können.

Die Form und Richtung der Kometenschweife hängt von der Größe der Repulsivkraft ab. Man nimmt an, daß dieselbe um so stärker ist, je kleineres Molekulargewicht die betreffenden Gase haben, und unterscheidet hiernach drei Typen von Kometenschweifen. Die Schweife vom ersten Typus, die wahrscheinlich aus Wasserstoff bestehen, sind gerade und ziemlich genau von der Sonne fortgewandt. Für sie ist die Repulsivkraft 18 mal so groß als die Anziehungskraft der Sonne. Die weniger langen, etwas stärker gekrümmten Schweife vom zweiten Typus entsprechen einer Repulsivkraft, die 0,5—2,2 mal so groß ist als die Anziehungskraft, und bestehen wahrscheinlich hauptsächlich aus Kohlenstoffgasen. Die Schweife vom dritten Typus endlich sind kurz und schwach; sie setzen sich vermutlich aus schweren Elementen, z. B. Eisen, zusammen. In ihnen ist die Repulsivkraft höchstens gleich etwa einem Drittel der Anziehungskraft.

Dies ist in rohen Umrissen die von Bredichin auf Grundlage der Anschauungen von Olbers, Bessel und Zöllner aufgebaute Kometentheorie, die er so weit ausgebildet hat, daß man, sobald die Bahnelemente eines Kometen bekannt sind, die bei demselben möglichen Schweifformen vorausbestimmen kann. Eine weitere Stütze erhält diese Theorie in der Schlußfolgerung, daß bei häufiger Wiederkehr eines Kometen zur Sonne die schweifbildenden Gase allmählich aufgebraucht werden müssen. In der Tat besitzen die periodischen Kometen von kurzer Umlaufszeit keine bedeutenden Schweife, und bei einzelnen mit längerer Periode läßt sich nachweisen, daß sie bei früheren Erscheinungen glänzendere Schweife, hatten.

Ganz neuerdings sind gegen die Bredichinsche Kometentheorie, die sonst fast allgemein angenommen worden ist, gewisse Einwände geltend gemacht worden; es bleibt abzuwarten, ob sich dieselben werden aufrecht erhalten lassen.

§ 17. Die Meteore.

Die Meteore sind feste Körper, welche auf ihrem Fluge durch den Weltenraum in die Erdatmosphäre eindringen, sich infolge der Reibung in letzterer erhitzen und zumeist völlig verdampfen. Die unbedeutenderen unter den Meteoren nennt man „Sternschnuppen", die man in jeder klaren Nacht in ziemlich großer Zahl beobachten kann. Die größeren Meteore bezeichnet man als „Feuerkugeln". Zuweilen verdampft ein Meteor nicht ganz, sondern fällt als Meteorstein zur Erde nieder. Die Beobachtung des Spektmms der Meteore ist wegen der kurze:: Dauer ihres Aufleuchtens sehr schwierig und gelingt meist nur durch günstigen Zufall. Gelegentlich hat man ein kontinuierliches Spektrum beobachtet, gelegentlich aber auch ein reines Gasspektrum. Secchi will auf spektroskopischem Wege Magnesium, Konkoly Natrium in Meteoren nachgewiesen haben. Kürzlich ist es Blajko in Moskau gelungen, die Spektra zweier Meteore zu photographieren. In beiden Fällen erhielt er reine Gasspektra; in dem einen zeigten sich 10 Helle Linien, von denen einige dem Magnesium und Kalium angehörten, in dem andern 13 Helle Linien, von denen einige auf das Vorhandensein von Helium und Thallium deuteten. Die Mehrzahl der Linien war aber in beiden Fällen unbekannten Ursprungs.

Durch das Herabstürzen einzelner Meteore auf die Erde sind wir in den Stand gesetzt, ihre Beschaffenheit auf das Genaueste zu untersuchen. Dabei hat sich herausgestellt, daß sich in ihnen chemische Verbindungen vorfinden, die zum Teil auf der Erde nicht vorkommen und charakteristische Eigenschaften besitzen, woran sie immer wieder zu erkennen sind. Neue Elemente haben sich dagegen nicht gefunden. Nach ihrer Zusammensetzung teilt man die Meteorsteine ein in Eisenmeteorite, die hauptsächlich aus Nickeleisen bestehen, Mesosiderite, die neben dem Eisen auch einen großen Prozentsatz anderer Mineralien enthalten, und St ein Meteorite, derenHauptbestandteileKalk, Kieselsäure, Tonerde usw. sind.    _

Fünftes Kapitel ¹).

Die Fixsterne und Nebelflecke.

§ 18. Die Spektralanalyse der Fixsterne.

Da auch in den größten Femrohren alle Fixsteme nur als leuchtende Punkte erscheinen, so sind wir zur Ermittlung ihrer Beschaffenheit lediglich auf die spektroskopische und

²) Dieses Kapitel hat gegen die früheren Auflagen eine durchaus veränderte Gestalt angenommen und rührt ganz aus der Feder des Bearbeiters her.

photometrische Untersuchung des von ihnen ausgestrahlter: Lichtes angewiesen. In diesem Paragraphen werden wir uns zunächst mit der Spektralanalyse der Fixstewe beschäftigen.

Schon Fraunhofer konnte um 1820 die Haupttypen der Spektra der Fixsterne unterscheiden, ohne indessen eine Deutung dafür geben zu können. In den sechziger Jahren des vorigen Jahrhunderts stellte dann Secchi seine Klassifizierung der FixsternspAtra auf, die bereits die wesentlichen Punkte durchaus trifft und gelegentlich auch heute noch verwandt wird. Später sind dann noch verschiedene Klassifizierungen vorgeschlagen worden, namentlich von H. C. Vogel, E. C. Pickering und Miß Maury. Wir halten uns hier an die Vogelsche Einteilung, die von der Secchischen nur wenig abweicht und ohne Zweifel die übersichtlichste ist.

In ihrer überwiegenden Mehrzahl besitzen die Fixsterne, ebenso wie unsere Sonne, Absorptionsspektra, d. h. kontinuierliche, von Absorptionslinien durchzogene Spektra. Emissionslinien treten nur verhältnismäßig selten auf. Vogel teilt nun die Fixsternspektra in drei Klassen mit mehreren Unterabteilungen ein. Zum Teil mit Vogels eigenen Worten lassen wir diese Klassifizierung hier folgen:

Klasse I. Kontinuierliche Spektra, deren brechbarere Teile, Blau und Violett, durch ihre Intensität besonders auffallen. Die Spektra sind durchsetzt von der ganzen Reihe der Wasserstofflinien, die als dunkle, breite Absorptionslinien erscheinen und im allgemeinen die außerdem sich zeigenden Linien anderer Elemente an Intensität erheblich übertreffen. Ganz selten treten die Linien des Wasserstoffs und anderer Elemente nicht als Absorptions-, sondern als Emissionslinien auf kontinuierlichem Untergrund auf.

Die Klasse I zerfällt in mehrere Unterabteilungen, nämlich:

Ial. Spektra, die nur die Wasserstofflinien als breite, starke Linien, andere Linien aber überhaupt nicht enthalten.

Ia2. Spektra, in denen neben den starken Wasserstofflinien noch Linien anderer Elemente, namentlich von Kalzium, Magnesium, Natrium, aber keine Heliumlinien auftreten. Die Kalziumlinie 3934 ÄE erscheint scharf begrenzt, kommt aber den Wasserstofflinien an Breite nicht gleich. Die Linien der anderen Metalle sind meist nur sehr schwach.

Ia3. Spektra, in denen die eben genannte Kalziumlinie ebenso stark ist wie die Wasserstofflinien und mit der durch die Kalziumlinie 3996 ÄE verbreiterten Wasserstofflinie 3970 ÄE ein auffallendes Linienpaar bildet. Heliumlinien sind nicht vorhanden, dagegen treten zahlreiche und kräftige Linien verschiedener Metalle, namentlich des Eisens auf. Die Wasserstofflinien herrschen jedoch immer vor.

lb.    Spektra, in denen außer den stets dominierenden Wasserstofflinien die Linien des Heliums erscheinen. Außerdem treten mehr oder minder zahlreich und kräftig die Linien von Kalzium, Magnesium, Natrium, Eisen und einigen anderen Elementen auf.

lc.    Spektra, in denen die Wasserstofflinien und mitunter auch noch die Linien des Heliums und anderer Elemente hell erscheinen.

Klasse II. Spektra, in denen die Linien der Metalle sehr deutlich und kräftig auftreten und die Wasserstofflinien nicht mehr dominieren. Die brechbareren Teile des Spektrums sind im Vergleich zu Klasse I ziemlich matt.

Unterabteilungen:

Ha. Spektra mit sehr zahlreichen Metallinien. Die Wasserstofflinien sind meist kräftig, aber nie so auffällig wie in Klasse I. Das Spektrum der Sonne ist typisch für die Klasse Ha.

IIb. Spektra, in denen außer dunklen Linien auch mehrere helle Linien auftreten (Wolf-Rayet-Sterne).

Klasse III. Spektra, in denen außer zahlreichen dunklen Linien auch noch dunkle Banden auftreten, namentlich im weniger brechbaren Teile. Die brechbareren Teile des Spektrums sind sehr schwach.

Unterabteilungen:

lila. Die dunklen Banden sind nach der brechbareren Seite des Spektrums hin scharf begrenzt.

Illb. Die dunklen Banden sind nach der roten Seite des Spektrums hin scharf begrenzt.

Fig. 11 gibt eine schematische Darstellung der Spektra der Klassen Ia/lla, lila, Illb. Die Wellenlängen sind in juja (1 /ifi = 10 ÄE) angegeben. Das violette Ende der Spektra liegt in der Figur rechts.

Die soeben angegebene Einteilung der Fixsternspektra nach Vogel erlaubt die Einordnung fast aller Sterne. Es ist dies aber nicht so zu verstehen, daß nun für jeden Stern ohne jeden Zweifel angegeben werden kann, in welche Abteilung er gehört. Vielmehr gibt es zahlreiche Übergangsformen zwischen den einzelnen Abteilungen und Klassen, z. B. zwischen Ia 3 und Ha, Ila und lila usw.

Es ist nun eine Tatsache von dem größten kosmogonischen Interesse, daß die weitaus meisten Sterne den Klassen Ia, Ib und Ila angehören. Sterne der Klasse III, namentlich aber der Klasse Ic und Ilb sind verhältnismäßig selten; wir werden hierauf noch zurückkommen. Zunächst sollen an der Hand der oben gegebenen Übersicht die einzelnen Spektralklassen etwas näher betrachtet werden. — Die Sterne der Spektralklasse I sind weiß oder bläulich. Aus dem Umstande, daß in ihren Spektren die Absorptionslinien des Wasserstoffs vorherrschen, ist zu schließen, daß in den Atmosphären dieser Sterne sehr viel Wasserstoff vorhanden ist. Als Huggins im Jahre 1879 das Spektrum der Wega photographierte, erkannte er in demselben eine Anzahl kräftiger Linien in auffällig rhythmischer Anordnung. Im weniger brechbaren Teile des Spektrums lagen diese Linien ziemlich weit auseinander,

;v

V20

bko

09V

OSb

66o    630 6oo 580 56o 5to 52o 5oo

Fig. 11. Spektralklassen nach Vogel.

la

11a

lila

Illb

im brechbareren aber drängten sie sich eng zusammen. Dieser gesetzmäßigen Anordnung wegen lag der Schluß nahe, daß alle diese Linien demselben Element angehörten, und da Huggins fand, daß die beiden ersten von ihnen dieselben Wellenlängen hatten wie zwei dem Wasserstoff angehörende Linien im Sonnenspektrum, so folgerte er, daß alle jene Linien Wasserstofflinien seien. Diese Annahme ist durch Untersuchung des Wasserstoffspektrums im Laboratorium als richtig erwiesen worden.

Die von Huggins im Spektrum der Wega aufgefundene Serie von Wasserstofflinien findet sich in den Spektren all der unzähligen Stewe der ersten Spektralklasse wieder. Man bezeichnet die Linien der Reihe nach, am roten Ende des Spektmms beginnend und nach dem ultravioletten Ende fortschreitend, mit Ha, Hßf Hy, H<5 usw. Ha bzw. Hß sind identisch mit den Linien C bzw. F im Sonnenspektrum. Die Wellenlängen der wichtigsten Wasserstofflinien sind:

He 3970 ÄE HC 3889 Hrj 3836 H# 3798

Ha 6563 ÄE Hß 4861 Hy 4341 Hd 4102

Schon diese wenigen Zahlen lassen das Aneinanderrücken der Linien, je weiter man in der Reihe fortschreitet, deutlich erkennen. Die Wellenlängen der Linien haben so streng gesetzmäßige Werte, daß sie sich durch eine einfache Formel, die Balmersche, genau darstellen lassen. Man hat im Spektrum der Chromosphäre der Sonne die Wellenlängen von etwa 30 Linien dieser Serie messen können. In dem in Fig. 11 dargestellten Spektrum der Klasse I sind die vier ersten Linien des Wasserstoffs (Ha bis Hd) sichtbar.

Im Spektrum einiger Stewe ist, wie E. C. Pickering zuerst am Spektwm von C Puppis bemerkte, eine zweite

Serie von Linien zu finden, deren Wellenlängen mit denen der besprochenen Serie in gesetzmäßigem Zusammenhang stehen. Daraus kann man schließen, daß auch diese Linienserie dem Wasserstoff angehört. Bisher ist es aber noch nicht gelungen, diese neuen Linien des Wasserstoffspektrums im Laboratorium zu erzeugen.

Die Hngginssche Serie von Wasserstofflinien charakterisiert, wie gesagt, alle Steme der ersten Spektralklasse. Wenn wir nun von den Stemen mit Emissionslinien absehen, so lassen sich alle Sterne der Spektralklasse I in zwei große Gruppen einteilen: Solche, die keine Linien des Heliums aufweisen (Klasse Ia) und solche, bei denen die Heliumlinien vorhanden sind (Klasse Ib). Die drei oben angeführten Unterabteilungen der Klasse Ia, nämlich Ial, Ia2 und Ia3, sind nur graduell verschieden. Vogel rechnet zur Abteilung Ial nur die Sterne, in deren Spektmm nur die Wasserstofflinien sichtbar sind. Es fragt sich aber, ob es solche Steme, strenggenommen, überhaupt gibt. Bei genauerer Untersuchung findet man nämlich außer den starken Wasserstofflinien in der Regel auch schwache, kaum sichtbare Linien anderer Elemente, hauptsächlich des Eisens, Magnesiums, Kalziums, Titans, Natriums, Vanadiums, Siliziums, Chroms und Skandiums. Eine der Linien, die meist deutlich hervortritt, ist die Kalziumlinie 3934 ÄE. So findet man unter den Stemspektren zahlreiche Übergangsformen zwischen den Abteilungen Ial und Ia2 und ebenso auch, wenn die Linien kräftiger sind, zwischen Ia2 und Ia3.

Auch die Grenzen zwischen den Klassen Ia und Ib können nicht streng gezogen werden. Z. B. findet man im Spektmm der Wega Spuren der Heliumlinie 4472 ÄE, ohne daß man dieses Spektrum deswegen zur Klasse Ib rechnet. Die Intensität der Heliumlinien ist in den Spektren der Klasse Ib sehr verschieden. Die Linien der Metalle sind in diesen Spektren meist überhaupt nicht oder nur schwach vorhanden; etwas deutlicher treten meist nur solche von Magnesium und Kalzium hervor. Dafür findet man aber in einigen Heliumsternen Sauerstoff (z. B. in ß Crucis, ß und e Canis majoris) und außerdem auch Stickstoff (ß und y Orionis). Auch Silizium ist nicht selten. Sind die Heliumlinien sehr schwach, so sind häufig zahlreiche Metallinien (des Eisens, Titans u. a. m.) vorhanden. Die Pickeringsche Serie von Wasserstofflinien wird vorwiegend in Spektren der Klasse Ib beobachtet.

Indem wir die Besprechung der Spektra der Abteilung Ic, welche helle Linien aufweisen, einstweilen unterlassen, wenden wir uns der Spektralklasse II zu. Ebenso allmählich, wie die Übergänge innerhalb der Klasse I sind, ist auch der Übergang von der Klasse Ia3 zur Klasse Ila. Je stärker und zahlreicher die Linien der Metalle werden und gegenüber denen des Wasserstoffs hervortreten, um so mehr nähern sich die Spektra der Klasse Ia3 denen der Klasse Ila. Ein Beispiel für diesen Übergangstypus ist das Spektrum von a Persei. Für die eigentlichen Spektra der Klasse Ila ist das der Sonne ein Beispiel. Sehr nahe mit diesem übereinstimmend ist z. B. das Spektrum von rj Bootis. Von den Hugginsschen Wasserstofflinien sind nur die fünf ersten (Ha bis Hs) in den Spektren der Klasse Ila mit Sicherheit nachweisbar. Sehr bemerkenswert ist es, daß es der Klasse Ila angehörende Sterne gibt, deren Spektrum große Ähnlichkeit mit dem der Sonnenflecke (vgl. § 3) besitzt. Da man nun ziemlich sicher weiß, daß die Sonnenflecke eine tiefere Temperatur haben als die Photosphäre der Sonne, so wird man hinsichtlich dieser Sterne zu der Annahme geführt, daß sie in der Abkühlung schon weiter vorgeschritten sind als die Sonne. Als Beispiel möge a Bootis (Arcturus) angeführt werden.

Bei einer Reihe von Stewspektren sind nun die charakteristischen Eigentümlichkeiten des Spektrums der Sonnenflecke noch stärker ausgeprägt als bei letzterem selbst und bei Arkturus; diese Stewe sind also jedenfalls noch kühler. Typisch für sie ist <% Orionis, dessen Spektrum bereits zur Klasse lila gerechnet wird, die von der Klasse Ha durchaus nicht scharf geschieden ist; es gibt vielmehr auch hier ganz allmähliche Übergänge. Während die Steme der Klasse Ila gelblich sind, ist die Färbung derjenigen der Klasse lila eine rötliche. Die Banden, welche in den Spektren dieser Klasse auftreten, sind nach der brechbareren Seite hin scharf begrenzt. Im wesentlichen sind sie auf den weniger brechbaren Teil des Spektrums beschränkt, während in den stärker brechbaren Teilen, die relativ schwach sind, große Ähnlichkeit mit den Spektren der Klasse Ila besteht. Nach neueren Untersuchungen gehören die Banden höchst wahrscheinlich Verbindungen des Titans an, namentlich dem Titanoxyd.

Mit den Spektren der Klasse lila sind diejenigen der Klasse IIId in gewisser Hinsicht verwandt. Nur schwache Steme — alle schwächer als fünfter Größe — gehören dieser Klasse an; ihre Zahl beträgt nach dem jetzigen Stande der Kenntnis etwa 250. Die Spektralklasse Illb wird charakterisiert durch das Vorhandensein einer Anzahl starker, dunkler Banden, die nach der roten Seite des Spektrums hin scharf begrenzt sind und dem Kohlenstoff und Zyan (Verbindung von Kohlenstoff und Stickstoff) angehören. Außerdem zeigt sich eine große Zahl von Absorptionslinien, die dem Wasserstoff, Kalzium, Magnesium, Natrium, Eisen, Titan und einigen anderen Elementen zuzuschreiben sind, und die zum Teil gegenüber dem Sonnenspektrum ähnliche Änderungen zeigen, wie dieselben Linien im Spektmm der Sonnenflecke. Ferner sind in den Spektren der Klasse IIId zahlreiche Emissionslinien unbekannten Ursprungs beobachtet worden (in Fig. 11 nicht sichtbar), die dadurch zu erklären sind, daß über den dichten, die Absorptionslinien und -banden erzeugenden Dämpfen glühende Gase lagew, die jenes Emissionsspektrum liefern. Ein sehr merkwürdiges Verhalten zeigen in diesen Spektren die Wasserstofflinien, indem z. B. im Spektrum von 19 Piscium H ß ganz fehlt, während H y und H ö als Absorptionslinien auftreten. Bei anderen Stewen ist H ß als Emissionslinie sichtbar. Die brechbareren Teile des Spektrums sind, wie bei der Klasse lila, sehr schwach, und die Sterne der Klasse Illb haben daher ebenfalls eine rötliche Färbung. Nach der Ansicht von Hale entwickeln sich die Stewe der Klasse Illb ebenso wie die der Klasse lila durch Abkühlung aus Stewen der Klasse Ha. Ein beträchtlicher Teil der Sterne der Klassen lila und Illb ist veränderlich.

Bon den Bogelschen Spektralklassen sind bisher nur Ic, und Ilb noch nicht besprochen worden, denen beiden nur wenige Sterne angehören. Diese beiden Klassen zeichnen sich durch helle Linien ans, die über ein Absorptionsspektrum gelagert sind. In den Spektren der Klasse Ic treten die Linien des Wasserstoffs und auch einige andere, namentlich solche des Heliums, als Emissionslinien auf. Das Absorptionsspektrum ist ein solches der Klasse I. Der bekannteste Stern der Klasse Ic ist /Cassiopejae. Nur die ersten Wasserstofflinien der Hugginsschen Serie sind in seinem Spektrum hell, die brechbareren sind Absorptionslinien; die ersteren haben eine merkwürdige, komplizierte Struktur. Auch helle Magnesiumlinien sind vorhanden. Das Absorptionsspektrum gehört zur Klasse Ib. — Die Stewe der Klasse Ilb werden nach ihren ersten Entdeckern Wolf-Rayet-Sterne genannt. Mit einer Ausnahme sind es sämtlich schwache, dem unbewaffneten Auge nicht sichtbare Sterne; die erwähnte Ausnahme ist der Stern y Argus, auch y Velorum genannt. Das Spektrum dieser Stewe wird von Absorptionsbanden und -linien durchzogen, die teils unbekannten Urspwnges sind, teils dem Wasserstoff und Helium angehören. Zugleich bemerkt man auch helle

Linien der beiden genannten und unbekannter Elemente, sowie auch wahrscheinlich solche des Eisens und Magnesiums. Außer der Hugginsschen Serie von Wasserstofflinien ist auch die Pickeringsche stets sichtbar. Es sind im ganzen gegen 100 Wolf-Rayet-Sterne bekannt.

Wenn wir von den Spektren der veränderlichen Sterne absehen, von denen im nächsten Paragraphen die Rede sein wird, so lassen sich, wie schon erwähnt, die Spektra fast aller Sterne in die Vogelschen Klassen einordnen. Man hat Kataloge aufgestellt, in denen angegeben wird, welcher Spektralklasse jeder Stern angehört. Der umfangreichste dieser Kataloge ist der von der Harvard-Sternwarte (Cambridge, U. 8. A.) herausgegebene „Draper-Katalog", welcher über die Spektren von mehr als 10 000 Sternen zwischen dem Nordpol und — 25° Deklination Auskunft gibt. An dieses Werk haben sich interessante statistische Untersuchungen über die Häufigkeit der den einzelnen Spektralklassen an-gehörigen Sterne sowie über die Verteilung der Spektraltypen am Himmel angeschlossen. Es hat sich ergeben, daß 62% der Sterne des Draper-Katalogs der ersten, 37% der zweiten, 1% der dritten Spektralklasse angehören. Auf Grund des genannten und anderer, ähnlicher Kataloge zeigte es sich fewer, daß die Sterne der Klassen Ila und lila ziemlich gleichmäßig über den ganzen Himmel verteilt sind und keine Anhäufung nach der Milchstraße hin zeigen. Auch die Sterne der Klasse Ia kommen am ganzen Himmel vor, aber sie zeigen eine deutliche Anhäufung nach der Milchstraße hin. Besonders deutlich tritt dies bei den Heliumsternen (Klasse I b) hervor, indem 90% von ihnen innerhalb eines Gürtels der Himmelssphäre liegen, der durch zwei der Milchstraße parallele und 30° zu beiden Seiten von ihr entfernte Kreise begrenzt wird. Besonders starke Anhäufungen von Heliumsternen liegen in den Sternbildern Argo und Orion, so daß man die Sterne der Klasse Ib bisweilen geradezu als „Orionsterne" bezeichnet. Die Heliumstewe sind meist ziemlich hell, und man hat unter den etwa 30 000 Sternen, die auf ihre Spektra hin mehr oder weniger genau untersucht worden sind, deren etwa 800 gefunden.

Die Wolf-Rayet-Sterne (Klasse Ilb) liegen fast ausnahmslos in der Milchstraße selbst oder in unmittelbarer Nähe derselben. Auch die Sterne der Klasse Illb zeigen eine Bevorzugung der Milchstraße, wenn auch lange nicht in dem Grade, wie die der Klasse II b.

Während wir über die scheinbare Verteilung der den verschiedenen Spektralklassen angehörenden Steme bereits nähere Angaben zu machen vermögen, wie aus dem eben darüber Gesagten hervorgeht, so wissen wir über die wirkliche, räumliche Verteilung erst sehr wenig, da nur von wenigen Sternen die Entfemungen bekannt sind. Nach den Untersuchungen von Kapteyn ist es indessen sehr wahrscheinlich geworden, daß die Steme der Klasse Ila uns durchschnittlich näher sind als die der ersten Spektralklasse.

Bei der Besprechung der Spektralklasse lila ist schon darauf hingewiesen worden, daß die derselben angehörigen Sterne höchst wahrscheinlich durch Abkühlung aus denen der Klasse Ila hervorgehen. In ähnlicher Weise gehen vermutlich die letzteren aus solchen der ersten Klasse hervor, so daß uns also die Bogelsche Einteilung der Stemspektren zugleich ein Bild von der Entwicklung der Sterne bietet. Die heißesten Sterne, die man gewöhnlich als die relativ jüngsten ansieht, sind diejenigen der ersten Spektralklasse. Sie haben enorme Atmosphären, die hauptsächlich aus Wasserstoff oder aus Wasserstoff und Helium bestehen, so daß diese Elemente im Spektrum vorherrschen. (Manche Astrophysiker nehmen an, daß innerhalb der ersten Klasse die Heliumsteme Masse Ib] auf einer früheren Entwicklungsstufe stehen und demnach heißer sind als die der Klasse Ia, und in der Tat scheint diese Ansicht richtig zu sein.) Allmählich kühlen sich nun die Sterne der ersten Spektralklasse durch Ausstrahlung der Wärme in den Weltraum ab und ziehen sich zusammen. In den Atmosphären treten immer mehr metallische Dämpfe auf, die sich auch im Spektrum immer deutlicher verraten. Die Spektra gehen allmählich in solche der Klasse Ia2, dann in solche der Klasse Ia3 über. Bei noch weiterer Abkühlung wird das Spektrum dem der Sonne ähnlich, d. h. es entsteht ein Spektrum der Klasse Ha. Bon nun an scheint es zwei Möglichkeiten der Entwicklung zu geben. Entweder es tritt bei weiterer Abkühlung ein Spektrum der Klasse lila zutage, und dies dürfte die Regel sein, oder aber in seltenen Fällen ein solches der Klasse Illb. Warum in einem Falle die erste, in einem anderen die zweite Entwicklung vor sich geht, ist unbekannt, und es bestehen noch Zweifel, ob die Entwicklung der Klasse III b aus der Klasse Ha wirklich angenommen werden darf. Diese Zweifel erscheinen um so begründeter, als man bisher noch keine Sternspektra beobachtet hat, die Ubergangsformen zwischen den Klassen Ha und Illb darstellen.

Im unklaren ist man sich auch darüber, welche Stellung den Spektralklassen ic und Ilb in der Entwicklungsreihe anzuweisen ist; nur so viel ist klar, daß die Klasse Ic eine frühe Entwicklungsform darstellt. Bei diesen beiden Klassen, wie auch bei Illb, handelt es sich jedenfalls um Ausnahmebildungen, wie auch schon aus der sehr kleinen Zahl der ihnen ungehörigen Sterne gefolgert werden muß. Die Erklärung der Hellen Linien, welche die Klassen Ic, Ilb und Illb zeigen, bietet manche Schwierigkeiten, und wir können uns hier nicht näher mit diesem Thema beschäftigen.

Daß die oben skizzierte, auf Grund der spektralanalytischen Resultate aufgestellte Theorie der Entwicklung der Sterne

Ludendorff, Astrophysik.

richtig ist, wird noch durch verschiedene weitere Beobachtungsergebnisse fast zur Gewißheit erhoben. Wie wir in § 6 sahen, ist die effektive absolute Temperatur eines Körpers umgekehrt proportional der Wellenlänge des Energiemaximums in seinem Spektrum (Wiensches Gesetz). Spektralphotometrische Messungen haben nun ergeben, daß dieses Energiemaximum bei den Sternen der ersten Spektralklasse eine kleinere Wellenlänge hat als bei denen der Klasse Ila, und bei diesen wiederum eine kleinere als bei der Klasse lila. Dies entspricht der Tatsache, daß die violetten und ultravioletten Teile des Spektrums am stärksten bei der Klasse I, weniger stark bei der Klasse Ila, noch weniger stark bei der Klasse III ausgebildet sind. Es folgt also hieraus, daß die Sterne der Klasse I die höchste effektive Temperatur haben, die der Klasse III die niedrigste. Ferner hat man bei den Algolsternen (vgl. § 19), wie hier nicht näher dargelegt werden kann, gewisse Anhaltspunkte für die Dichte, und man hat gefunden, daß diese Sterne, die alle der ersten Spektralklasse angehören, durchweg eine weit geringere Dichte haben als die der Klasse Ila angehörende Sonne. Auch dies spricht dafür, daß die Sterne der ersten Klasse in ihrer Entwicklung noch nicht so weit vorgeschritten sind als die der zweiten.

Es kann nach all diesem kein Zweifel obwalten, daß die Sterne der ersten Spektralklasse die relativ jüngsten sind. Wie sie selbst entstehen, ist unbekannt. Vielfach wird es, namentlich von populären Schriftstellern, als selbstverständlich angenommen, daß sich die Sterne aus den Nebeln bilden. Dies ist aber nur eine Hypothese, für deren Richtigkeit man nur sehr zweifelhafte Gründe anführen kann.

Die Spektralanalyse hat es uns nicht nur ermöglicht, einen Blick in die Entwicklungsgeschichte der Sterne zu tun, sondern sie hat uns noch eine andere, nicht minder wichtige Erkenntnis erschlossen: die nämlich, daß überall im Universum dieselben

chemischen Elemente auftreten und daß zwischen der Sonne und vielen enorm weit entfernten Sternen die größte Ähnlichkeit in der Zusammensetzung besteht. Freilich hat man in den Sternspektren Linien gefunden, die man bisher noch nicht mit den Linien bekannter Elemente hat identifizieren können, aber es ist mit Sicherheit anzunehmen, daß wir noch nicht alle Elemente, die^auf der Erde vorkommen, kennen, und auch die Spektra der bekannten Elemente sind noch nicht in völlig erschöpfender Weise erforscht worden. Jedenfalls kann man die Erkenntnis der Gleichartigkeit des Stoffes im ganzen Universum als eines der merkwürdigsten und interessantesten Forschungsergebnisse betrachten, welches die Astrophysik uns vermittelt hat.

Es ist eine bekannte Tatsache, daß das Aussehen und in geringem Grade auch die Lage der Spektrallinien durch den Druck, unter welchem die die Linien erzeugenden Dämpfe stehen, beeinflußt werden. In der Tat haben in den Spektren verschiedener Sterne, selbst wenn diese derselben Spektralklasse angehören, die Spektrallinien häufig sehr verschiedenes Aussehen. In manchen Spektren sind sie schmal und scharf, in andern breit und verwaschen. Es ist zu hoffen, daß die nähere Untersuchung dieser Verhältnisse uns Aufschlüsse über die in den Atmosphären der Sterne herrschenden Zustände liefern wird. Bisher ist wenig in dieser Richtung geschehen, und das kann auch nicht wundernehmen, denn man steht hier vor Erscheinungen, die sich nach sehr verwickelten Gesetzen regeln, da nicht der Druck allein, sondern auch andere Umstände mit ins Spiel kommen.

Die spektralanalytische Zerlegung des Lichtes der Fixsterne ermöglicht auf Grund des Doppler scheu Prinzips auch die Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten der Sterne. Es sind in dieser Richtung bereits sehr bemerkenswerte Erfolge erzielt worden, aber wir können uns hier nicht näher damit beschäftigen, da dieses Gebiet mehr zur eigentlichen Astronomie als zur Astrophysik gehört und daher auch in Möbius' „Astronomie" (Sammlung Göschen Nr. 11) behandelt wird.

Zum Schlüsse dieses Paragraphen geben wir eine Liste, aus der man für die vierzig hellsten Sterne die Helligkeit (in Größenklassen) und die Spektralklasse entnehmen kann. Für aOrionis ist keine Größe angegeben, da dieser Stern veränderlich ist.

§ 19. Die veränderlichen und neuen Sterne.

Die weitaus überwiegende Mehrzahl der Fixsterne besitzt eine konstante Helligkeit; nach derselben ordnet man die Sterne in verschiedene „Größenklassen" ein. Die genaue Definition dieses Begriffes ist in Möbius' „Astronomie" (Sammlung Göschen Nr. 11) gegeben, und es möge hier nur ganz kurz erwähnt werden, daß die schwächsten Sterne, die dem unbewaffneten, normalen Auge gerade noch sichtbar sind, als sechster Größe bezeichnet werden, und daß ein Stern einer bestimmten Größenklasse 2,512 mal so hell leuchtet als ein Stern der folgenden Größenklasse, so daß z. B. ein Stern fünfter Größe 2,512 mal so hell ist als ein Stern sechster Größe.

Die in Größenklassen ausgedrückten Helligkeiten der 40 hellsten Sterne sind in der Tabelle am Schlüsse des vorigen Paragraphen gegeben. Auch für die schwächeren Sterne sind die Helligkeiten genau gemessen und in Form von Katalogen zusammengestellt worden. Das genaueste derartige Verzeichnis ist die „Potsdamer Photometrische Durchmusterung" von Müller und Kemps, welche die Größen von mehr als 14000 Sternen des nördlichen Himmels auf Grund der Messungen dieser beiden Astronomen angibt. Noch umfang-

Spek-

trum

Ia2

Ib

lila

Ia2

Ib

Ib

Ib

Ib

Ia2

Ila

Ib

Ib

siq g-Bj

Ila

Ib

Ha

Ia2

Ilb

1*2

Ia3

Größe

^^^^^^^«>>>^•>00.00. m ©O^QOCJOiO

t-H t—I    i—l    r—I    t—I    r—I i—Ir—I i—Ir—In-1 i—l    i—I    Hi—I    i—IHi—I    i—I    G<t

Nummer und Name des Sterns

21.    e Ursae majoris.....

22.    ß Crucis........

23.    y „    ........

24.    oc Geminorum (Castor) . .

25.    y Orionis (Bellatrix) . . .

26.    e „    ........

27.    ß Tauri........

28.    e Canis majoris.....

29.    ß Carinae .......

30.    s „    .......

31.    I Scorpii........

32.    r) Ursae majoris.....

33.    oc Persei........

34.    £ Orionis .......

35.    oc Trianguli austr.....

36.    y Geminorum......

37.    y Velorum.......

38.    oc Gruis........

39.    £ Sagittarii.......

40.    oc Ursae majoris . . . .

itma; =33 d©

(M CO (M    CO    CO    CN|    04

c<5 cd ,Q

hhnHHHHHHh^ühhhhh

Größe

oli—

L'l—

0,1

0,2

0,2

0,3

0,5

0,5

0,8

0,8

LO

1,1

L2

1,3

1,3

L3

C3

1,4

Nummer und Name des Sterns

1.    oc Canis majoris (Sirius) .

2.    oc    Carinae (Canopus)    .    .    .

3.    oc    Lyrae (Wega) .    .    .    .

4.    oc Centauri.......

5.    oc    Aurigae (Capelia)    .    .    .

6.    oc    Bootis (Arcturus)    .    .    .

7.    ß Orionis (Bigel) . . . .

8.    oc Canis minoris (Procyon)

9.    oc Eridani .......

10.    ß Centauri.......

11.    oc Acjuilae (Atair) . . . .

12.    oc Orionis (Beteigeuze) . .

13.    oc Crucis........

14.    oc    Tauri (Aldebaran)    .    .    .

15.    oc    Virginis (Spica) .    .    .    .

16.    a    Cygni (Deneb) .    .    .    .

17.    ß Geminorum (Pollux)    .    .

18.    oc Piscis austrini (Fomal-

haut) .......

19.    oc    Scorpii (Antares)    .    .    .

20.    oc    Leonis (Begulus)    .    .    .

reichere, aber weniger genaue Helligkeitskataloge sind von der Harvard-Sternwarte herausgegeben worden. Aber nicht alle Sterne leuchten stets in derselben Helligkeit; es gibt vielmehr solche, deren Helligkeit regelmäßigen oder unregelmäßigen Schwankungen von oft sehr erheblichem Betrage unterworfen ist. Man nennt diese Sterne „veränderliche Sterne". Auch kommt es vor, daß plötzlich ein schwacher oder vorher gar nicht sichtbar gewesener Stern zu großer Helligkeit emporflammt, um diese dann ziemlich rasch und auf immer wieder zu verlieren. Diese merkwürdigen Objekte werden „neue Sterne" oder „Novae" genannt.

Die veränderlichen Sterne werden mit Hilfe der großen Buchstaben des lateinischen Alphabets von R an und dem Namen des betreffenden Sternbildes bezeichnet. So heißt z. B. der erste im Sternbilde des Großen Bären entdeckte Veränderliche R Ursae majoris, der zweite S Ursae majoris usw. Da in vielen Fällen das Alphabet nicht ausreicht, so werden alsdann Kombinationen von zwei Buchstaben gebraucht. Auf Z Ursae majoris folgen also RR Ursae majoris, RS Ursae majoris usw. Einzelne hellere Veränderliche haben besondere Bezeichnungen, z. B. ß Persei (Algol), € Aurigae, o Ceti (Mira) u. a. m.

Um eine Übersicht über die zahlreichen Sterne, an denen man Lichtschwankungen wahrgenommen hat, zu ermöglichen, werden von Zeit zu Zeit Verzeichnisse dieser Objekte veröffentlicht. Der letzte Katalog der Veränderlichen ist der von Miß Cannon zusammengestellte und von E. C. Pickering im Jahre 1907 herausgegebene. Nach den in diesem Werk gemachten Angaben waren damals 3748 Veränderliche bekannt, wobei die in den Sternhaufen und den Magellanischen Wolken zusammengedrängten mitgezählt sind. (Die Magellanischen Wolken sind zwei Anhäufungen von Sternen am südlichen Himmel, welche denselben Anblick wie Teile der

Milchstraße gewähren, aber von dieser isoliert sind; sie enthalten nach Pickering gegen 1800 Veränderliche.)

Die Zahl der Neuentdeckungen von Veränderlichen ist in den letzten Jahren so groß gewesen, daß man mit der genaueren Erforschung des Lichtwechsels bei der Mehrzahl derselben im Rückstände geblieben ist; man weiß daher von sehr vielen Veränderlichen nichts weiter, als daß sie eben veränderlich sind. Biele von ihnen sind so schwach, daß ihre Beobachtung nur mit starken Instrumenten oder auf photographischem Wege möglich ist.

Bei den meisten Veränderlichen ist der Lichtwechsel gewissen Gesetzen unterworfen, er wiederholt sich in bestimmten Zeitintervallen in derselben oder wenigstens ungefähr derselben Weise. Die Zeit, innerhalb deren der Lichtwechsel sich abspielt, um sich darauf zu wiederholen, heißt die Periode des Veränderlichen. Die größte Helligkeit, die ein Veränderlicher erreicht, nennt man sein Maximum, die kleinste sein Minimum. Um sich eine bequeme Übersicht über die Helligkeitsschwankungen eines Veränderlichen zu verschaffen, greift man häufig zu einer graphischen Darstellung derselben. Zu diesem Behufe trägt man auf einer geraden Linie von einem bestimmten Punkte aus Strecken ab, die den von einem bestimmten Zeitpunkte an gerechneten Zeitintervallen proportional sind. Im Endpunkte einer jeden dieser Strecken denkt man sich ein Lot errichtet, welches proportional der in Größenklassen ausgedrückten Helligkeit ist, die der Veränderliche zu der betreffenden Zeit besaß, und zwar denkt man sich die Lote nach unten gezogen, damit ihre Endpunkte um so tiefer liegen, je kleiner die Helligkeit war. Verbindet man die Endpunkte dieser Lote, so erhält man eine Kurve, welche ein Bild von den Helligkeitsänderungen des Sternes liefert und seine Lichtkurve genannt wird. Diese Lichtkurve ermöglicht es uns, für jeden Augenblick des Zeitintervalles, welches sie umfaßt, dieHelligkeit des Veränderlichen in Größenklassen abzulesen. Ist der Lichtwechsel ein ganz regelmäßiger, so kehrt nach Ablauf einer Periode dasselbe Bild der Lichtkurve wieder, und es genügt daher, sie für eine einzige Periode zu zeichnen.

Nach diesen Vorbemerkungen können wir uns nunmehr der Beschreibung der einzelnen Arten der Veränderlichen zuwenden. Wir folgen dabei im allgemeinen der Einteilung von E. C. Pickering. Ähnlich wie die Bogelsche Klassifizierung der Spektren charakterisiert sie nur in großen Zügen die Eigentümlichkeiten der einzelnen Individuen, und nicht jeder Veränderliche läßt sich ohne weiteres in eine der Klassen einordnen. Die Pickeringschen Klassen sind die folgenden:

I.    Neue Sterne.

II.    Sterne, die in Perioden von einer Anzahl von Monaten oder selbst Jahren große Lichtschwankungen erleiden. Beispiele: o Ceti und % Cygni.

III.    Sterne, die nach bisher unbekannten Gesetzen kleine Änderungen erleiden. Beispiele: oc Orionis, <x Cassiopejae.

IV.    Sterne, deren Licht sich kontinuierlich ändert; die Veränderungen wiederholen sich mit großer Regelmäßigkeit in einer Periode, die im allgemeinen einige Tage nicht übersteigt. Beispiele: d Cephei, £ Geminorum, ß Lyrae.

V.    Sterne, welche in Intervallen von wenigen Tagen oder selbst in kürzeren Zwischenräumen für einige Stunden eine Verminderung der Helligkeit erleiden; diese Erscheinung tritt mit großer Regelmäßigkeit ein. Beispiele: ß Persei (Algol) und S Cancri.

Die Besprechung der Klasse I (neue Sterne) wird auf den Schluß dieses Paragraphen verschoben. Für die übrigen Klassen empfiehlt es sich, besondere Namen einzuführen, und nach dem heutigen Stande der Wissenschaft ist es zugleich notwendig, gewisse Ergänzungen und Erweiterungen der obigen Klassifizierung eintreten zu Lassen. Man nennt die Veränderlichen der Klasse II Veränderliche vom Mira-Typus (nach dem bekanntesten Vertreter dieser Klasse, Mira Ceti). Klasse III soll alle ganz unregelmäßigen Veränderlichen umfassen, auch die mit großen Lichtschwankungen. Klasse IV, welche die kurzperiodischen Veränderlichen mit kontinuierlicher Helligkeitsänderung umfaßt, zerfällt in drei später näher zu beschreibende Abteilungen, die Sterne vom d G e p h e i -Typus, vom fGeminorum - und vom L y r a e -Typus. Klasse V bezeichnet man als Missal-Typus. Schließlich ist noch eine besondere Klasse, die Sterne vom ^ntalssol-Typus enthaltend, hinzuzufügen; bei diesen werden die Zeiten konstanter Helligkeit unterbrochen von regelmäßig wiederkehrenden Aufhellungen, während beim Missal-Typus regelmäßige Verminderungen der Helligkeit auftreten.

Wir beginnen mit der Besprechung der unregelmäßigen Veränderlichen (Klasse III), deren Lichtschwankungen keine oder nur geringe Gesetzmäßigkeiten erkennen lassen. Die einzelnen Individuen dieser Klasse zeigen große Verschiedenheiten. Einen besonders interessanten Fall unregelmäßiger Veränderlichkeit bietet R Coronae borealis dar. Dieser Stern ist oft jahrelang unverändert sechster Größe; plötzlich nimmt dann die Helligkeit in wenigen Wochen um mehrere (zuweilen acht) Größenklassen ab, um dann wieder, manchmal erst nach Jahren, unter unregelmäßigen Schwankungen bis zur sechsten Größe anzuwachsen. Die Ursache der Lichtschwankungen ist völlig rätselhaft. Das Spektrum des Sterns gleicht sehr dem der Sterne der Spekträlklasse Ia3, nur fehlen merkwürdigerweise sämtliche Absorptionslinien des Wasserstoffs. Das Auftreten von hellen Linien, das von manchen Beobachtern behauptet wird, kann noch nicht als ganz sicher gewährleistet werden.

U Geminorum ist ein weiteres Beispiel für unregelmäßige Veränderlichkeit. In der Regel ist dieser Stern etwa dreizehnter Größe. In unregelmäßigen, etwa zwei bis fünf Monate betragenden Intervallen, nimmt plötzlich seine Helligkeit sehr rasch bis höchstens zur nennten Größe zu, und darauf langsamer wieder ab. Die Maxima dauern abwechselnd längere und kürzere Zeit. Ähnliche Erscheinungen zeigt SS Cygni, dessen Lichtschwankungen indessen in letzter Zeit ganz regellos geworden sind.

In den besprochenen Fällen, denen sich andere anreihen lassen, sind die Lichtschwankungen groß und einstweilen unerklärlich. Es kommen nun auch unregelmäßige Veränderliche mit geringen Schwankungen vor, z. B. Herculis und oc Orionis. Diese Sterne besitzen ein Spektrum der Klasse lila, ähnlich dem der Sonnenflecke. Wahrscheinlich erklärt sich daher bei ihnen die Veränderlichkeit durch ausgedehnte Fleckenbildungen.

Mehr Regelmäßigkeit als die besprochenen Veränderlichen zeigen diejenigen vom Mra-Typus (Pickerings Klasse II). Dieser Klasse gehören sehr viele Veränderliche an. Bei Mira ober o Ceti wurde die Veränderlichkeit schon 1596 von Fa-bricius bemerkt. Erst später erkannte man jedoch, daß die Veränderungen eine gewisse Periode innehalten, die indessen beträchtlichen Unregelmäßigkeiten unterworfen ist. Die Zeiten zwischen zwei aufeinanderfolgenden Maximis sind nämlich nicht immer dieselben, sondern betragen 320—370 Tage. Als Mittelwert für die Periode kann man 332 Tage annehmen. Auch die größte Helligkeit ist in den einzelnen Maximis sehr verschieden; in den hellsten ist der Stern erster Größe, in den schwächsten vierter bis fünfter Größe. Die Minimalhelligkeiten sind gleichfalls verschieden, in der Regel entsprechen sie der achten bis neunten Größe. Die Form der Lichtkurve wechselt stark, fast ausnahmslos aber ist die Zeit

vom Minimum bis zum Maximum kürzer als die vom Maximum zum nächsten Minimum. Diese Erscheinung, daß die Zunahme der Helligkeit in kürzerer Zeit erfolgt als die Abnahme, wird bei den meisten Veränderlichen vom Mira-Typus beobachtet. Bei % Cygni z. B., dessen Periode im Mittel 407 Tage beträgt, aber auch starken Unregelmäßigkeiten unterliegt, folgt das Minimum dem vorangehenden Maximum durchschnittlich nach 238 Tagen und geht dem folgenden Maximum um durchschnittlich 169 Tage voraus. In den hellsten Maximis ist % Cygni dritter bis vierter Größe, in den Minimis in der Regel dreizehnter bis vierzehnter Größe.

Bei fast allen Veränderlichen vom Mira-Typus zeigen, wie bei o Ceti und % Cygni, die Länge der Periode, die Maximal- und die Minimalhelligkeit mehr oder minder starke Abweichungen von der Regelmäßigkeit. Man kann für alle diese Größen immer nur gewisse Mittelwerte angeben. Die kürzeste Periode, die bei diesen Sternen vorkommt, ist die von RX Andromedae (45 Tage), die längsten sind die von S Cassiopejae (610 Tage) und RW Ophiuchi (745 Tage, aber noch fraglich). Am häufigsten sind Perioden von 200—400 Tagen, während solche von weniger als 150 und mehr als 450 Tagen sehr selten sind. Alle Sterne vom Mira-Typus, deren beinahe 500 bekannt sind, haben rötliche Färbung, und je länger die Periode ist, um so ausgesprochener rot ist die Farbe.

Das Spektrum der Veränderlichen vom Mira-Typus ist sehr charakteristisch, und bei vielen von ihnen ist man erst durch das Spektrum auf die Veränderlichkeit aufmerksam geworden. Am sorgfältigsten untersucht ist das Spektrum der Mira Ceti, welches für diese Klasse von Sternen durchaus typisch ist; es besteht aus einem Absorptionsspektrum mit darüber gelagerten Emissionslinien. Das Absorptionsspektrum gehört der Spektralklasse lila an, zeigt also außer zahlreichen

Linien auch eine Anzahl von Banden, die dem Titanoxyd angehören. Die Emissionslinien sind die des Wasserstoffs, daneben sind in Hellen Maximis auch noch andere Emissionslinien (Eisen, Silizium, Magnesium) sichtbar. Die Wasserstofflinie He fehlt meist völlig in der Reihe der Emissionslinien: dies läßt sich dadurch erklären, daß sie durch eine naheliegende, starke Absorptionslinie des Kalziums ausgelöscht wird. Gelegentlich zeigen die Wasserstofflinien zur Zeit des Maximums der Helligkeit des Sterns Verdoppelungen, ja selbst Verdreifachungen. Wie dies zu erklären ist, ist noch unentschieden. Sowohl bei Mira Ceti wie bei % Cygni sind die hellen Wasserstofflinien relativ zu den entsprechenden Absorptionslinien nach der brechbareren Seite des Spektrums hin verschoben.

Der Zusammenhang zwischen den Lichtschwankungen des Sterns und dem Aussehen seines Spektrums ist selbst bei Mira Ceti noch nicht in ausreichender Weise untersucht worden. Wenn der Stern an Helligkeit verliert, so scheinen die weniger brechbaren Teile des Spektrums schneller an Helligkeit abzunehmen als di? brechbareren. Gewisse Absorptionslinien scheinen sich dabei zu verbreitern. Die Absorptionsbanden sind in den helleren Maximis nicht so deutlich wie in den schwächeren. Dies dürfte darauf hindeuten, daß bei den helleren Maximis, wie es auch an sich wahrscheinlich ist, höhere Temperaturen auftreten als bei den schwächeren, da bei höheren Temperaturen das Zustandekommen chemischer Verbindungen, die die Banden im Spektrum erzeugen, erschwert wird. Die hellen Linien ändern während der Lichtschwankungen des Sternes ihre relativen Intensitäten. Im Minimum scheinen die hellen Wasserstofflinien ganz zu verschwinden.

Die überwiegende Mehrzahl der Veränderlichen vom Mira-Typus besitzen ganz ähnliche Spektra wie Mira Ceti;

nur wenige bilden eine Ausnahme, indem sie einfach der Spektralklasse lila oder auch Illb angehören.

Die Erklärung des Lichtwechsels der veränderlichen Sterne vom Mra-Typus bietet große Schwierigkeiten. Man hat verschiedene Hypothesen darüber aufgestellt, die aber meist einer näheren Prüfung nicht standhalten. Am wahrscheinlichsten ist wohl diejenige, welche als Ursache der Helligkeitsänderungen die Bildung von den Sonnenflecken ähnlichen Flecken auf der Oberfläche dieser Sterne annimmt. In der Tat gehört ja das Absorptionsspektrum dieser Sterne in weitaus den meisten Fällen der Klasse lila an, zeigt also Verwandtschaft mit dem der Sonnenflecke. Die Sterne vom Nira-Typus sind wahrscheinlich weit dichter mit Flecken bedeckt, als es bei der Sonne der Fall ist, und wenn die Fleckentätigkeit auf ihnen, wie auf der Sonne, periodisch ist, so würde das tatsächlich den Lichtwechsel erklären können. Die hellen Linien im Spektrum der Nira-Sterne könnte man sich durch Erscheinungen hervorgerufen denken, die den Protuberanzen oder Flocculi der Sonne entsprechen; nur müßte man auch hier eine viel stärkere Entwicklung dieser Phänomene annehmen, als sie auf der Sonne statthat. Die mehr oder minder große Menge und Helligkeit dieser Gebilde wird natürlich auch die Helligkeit des Sterns beeinflussen.

Die bisher betrachteten Klassen von Veränderlichen zeigen in ihrem Lichtwechsel starke Unregelmäßigkeiten. Wir wenden uns nun denjenigen zu, bei welchen die Abweichungen von der Regelmäßigkeit nur klein oder überhaupt nicht nachweisbar sind. Es sind die kurzperiodischen Sterne mit kontinuierlicher Helligkeitsänderung (Klasse IV), die Algol-©teme (Klasse V) und die Antalgol-Steme. Am einfachsten liegen die Verhältnisse bei den Algol-Sternen, deren Lichtwechsel sich kurz wie folgt charakterisieren läßt: Während des größten Teiles der Periode ist die Helligkeit konstant. Sie nimmt dann zu bestimmten Zeiten mehr oder weniger schnell ab, bis das Minimum erreicht ist. In diesem verharrt der Stern kurze Zeit bei konstanter Helligkeit; dann nimmt letztere wieder zu, bis die frühere Maximalhelligkeit erreicht ist. Dieses Spiel wiederholt in sich in ganz regelmäßigen Zeitintervallen, die nur bisweilen innerhalb längerer Zeiträume sehr wenig veränderlich sind. Das Verharren im Minimum dauert in vielen Fällen nur sehr kurze Zeit, und bei Algol selbst z. B. beginnt nach Erreichung des Minimums sofort wieder das Anwachsen der Helligkeit. In den meisten Fällen sind der absteigende und der aufsteigende Teil der Lichtkurve völlig oder nahezu völlig symmetrisch zur Mitte des Minimums. Das klassische Beispiel für die geschilderte Art der Veränderlichkeit ist der Stern ß Persei oder Algol, nach welchem die ganze Klasse von Veränderlichen ihren Namen „Algol-Sterne" erhalten hat. Der Lichtwechsel des Algol verläuft in folgender Weise: Während der Zeit von ungefähr 2 Tagen 9 Stunden ist der Stern konstant von der Größe 2,4. Alsdann nimmt die Helligkeit in sechs Stunden um 1,1 Größenklassen ab, und darauf in derselben Zeit um den gleichen Betrag wieder zu. Die Periode beträgt 2 Tage 20 Stunden 49 Minuten; ihre Länge ist langsamen Änderungen (um einige Sekunden) unterworfen. Fig. 12 gibt ein Bild der Lichtkurve von sieben Stunden vor bis sieben Stunden nach dem Minimum. Der Lichtwechsel Algols läßt sich auf einfache Weise erklären. Wir wollen annehmen, daß Algol einen dunkeln Satelliten hat, der ihn in 2 Tagen 20 Stunden 49 Minuten umkreist, und daß die Verbindungslinie zwischen Erde und Algol in die Bahnebene dieses Satelliten fällt. Bei jedem Umlauf wird also der Satellit, von der Erde aus gesehen, einmal vor die Scheibe des Algol treten und so eine Verfinsterung desselben verursachen. Wäre der Satellit völlig dunkel und so groß, daß er den Stern ganz bedeckte, so würde letzterer für

kurze Zeit überhaupt verschwinden: bei nicht totaler Be-deckrmg dagegen wird nur eine Verkleinerung der Helligkeit des Algol eintreten, wie es tatsächlich der Fall ist. — Es bietet sich nun die Möglichkeit dar, die Richtigkeit der soeben auseinandergesetzten Theorie einer Prüfung zu unterziehen. Infolge der Anziehung des Satelliten muß nämlich Algol eine Bahn um den Schwerpunkt des aus ihm und seinem Satelliten gebildeten Systems beschreiben. Diese Bahn ist zu eng, als daß sich die Bewegung des Algol in ihr durch eine

Grösse

2.5-

Ö.O-

3.5-

"W

+u

-H6 Stunden,

Fig. 12. Lichtkurve des Algol.

laterale Bewegung des Sternes an der Himmelssphäre bemerkbar machen könnte. Dagegen wird sich diese Bahnbewegung in den Radialgeschwindigkeiten des Algol, die man auf spektroskopischem Wege messen kann, verraten, da sich Algol in einem Teil seiner Bahn auf uns zu, in dem entgegengesetzten von uns weg bewegen muß. Algol muß also, kurz gesagt, ein spektroskopischer Doppelstern sein. Daß dies tatsächlich zutrifft, hat H. C. Vogel in Potsdam schon im Jahre 1889 gezeigt, und die spektroskopischen Beobachtungen haben bewiesen, daß die oben angegebene Erllärung des Lichtwechsels richtig ist.

Die Messungen der Radialgeschwindigkeit geben uns nun auch die Möglichkeit, die Dimensionen und die Gestalt der von Algol beschriebenen Bahn zu berechnen. Es hat sich ergeben, daß diese Bahn nur wenig elliptisch, also nahezu kreisförmig ist, und daß die Ellipse eine große Achse von etwas über 3000000 km besitzt. Durch Vereinigung der spektroskopischen Resultate mit den photometrischen ist man ferner in die Lage versetzt, die Durchmesser des Algol und seines Begleiters angenähert berechnen zu können; der Durchmesser des letzteren ist ungefähr gleich dem der Sonne, der des Algol um Vs größer.

Es bleiben nun noch die kleinen Änderungen der Periode zu erklären, die, wie gesagt, nur wenige Sekunden betragen. Messungen der Radialgeschwindigkeiten haben gezeigt, daß der Schwerpunkt des aus Algol und seinem Satelliten bestehenden Systems in 1,9 Jahren eine kreisförmige Bahn beschreibt. In dem System muß also noch ein dritter Körper vorhanden sein. Wahrscheinlich werden die kleinen.Änderungen in der Periode des Lichtwechsels durch die von diesem dritten Körper hervorgerufenen Störungen verursacht.

In ganz ähnlicher Weise wie bei Algol selbst sind auch die Lichtschwanknngen der übrigen Algol-Sterne zu erklären. Es ist durchaus nicht nötig anzunehmen, daß der die Verfinsterung verursachende Begleiter dunkel ist. Auch wenn er hell ist, wird offenbar eine Abschwächung des Gesamtlichtes eintreten, wenn er sich vor dem Hauptstern vorbei bewegt. Es wird dann aber auch noch ein zweites Minimum bei jedem Umlauf statthaben, wenn nämlich der Begleiter hinter den Hauptstern tritt. Derartige sekundäre Minima sind tatsächlich bei mehreren Algol-©temm festgestellt worden. Ist die Bahn-bewegung stark elliptisch, so braucht das sekundäre Minimum nicht in der Mitte zwischen zwei Hauptminimis zu liegen; als Beispiel hierfür kann RS Sagittarii angeführt werden.

Die Eigentümlichkeit vieler Algol-Sterne, daß um die Mitte des Minimums die Helligkeit einige Zeit konstant ist, läßt sich ebenfalls leicht erklären. Man hat sich nur vorzustellen, daß der eine der beiden Sterne wesentlich größer ist als der andere. Alsdann wird sich offenbar, solange der kleinere Stern ganz vor oder ganz hinter dem größeren steht, die Helligkeit nicht ändern.

Die Größe der Lichtschwankungen ist bei einigen Algol-Sternen recht ansehnlich. Bei RW Tauri beträgt z. B. der Helligkeitsnnterschied zwischen Maximum und Minimum 3,7 Größenklassen. Der Lichtwechsel spielt sich bei diesem Stern in folgender Weise ab: In 3,3 Stunden sinkt der Stern von der Größe 7,87 zur Größe 11,54 herab. In dieser Minimalgröße verharrt er 1,3 Stunden, um dann wieder in 3,3 Stunden zum Maximum (Größe 7,87) emporzusteigen. Während 2 Tagen 10 Vs Stunden ist alsdann die Helligkeit konstant.

Die kürzeste bisher bei einem Algol-(Stern beobachtete Periode ist die von RZ Draconis; sie beträgt 13 Stunden 13 Minuten. Bon den Anfang 1909 bekannten 66 Algol-Sternen haben 8 eine Periode von weniger als einem Tage, 40 eine Periode von 1—5 Tagen, 11 eine solche von 5—10 Tagen, 3 eine solche von 10—20 Tagen, 3 eine solche von 30—35 Tagen. Nur ein einziger hat eine Periode von mehr als 35 Tagen, nämlich RZ bphiuchi, dessen Periode 261 Tage 19 Stunden beträgt. Die Lichtschwankung dieses Sterns beträgt 0,8 Größenklassen, die Lichtabnahme und -zunähme dauert je 6 Tage, und 6 Vs Tage bleibt der Stern konstant im Minimum. Die übrigen 243 Tage der Periode ist der Stern in konstanter Maximalhelligkeit.

Aus dem Verlauf der Lichtkurve und der Periode der % Algol-Sterne können, wie hier allerdings nicht näher dargelegt werden kann, gewisse Schlüsse über die Dichte dieser

Ludendorff, Astrophysik.

Himmelskörper gezogen werden. So hat man gesunden, daß die mittlere Dichte des Algol und seines Begleiters höchstens ²/i4 von der Dichte der Sonne ist. Bei andern Systemen ist sie noch geringer, z. B. bei VW Cygni höck-stens ¹/₅₀. Überhaupt ist die Dichte aller Algol-Steme sehr gering im Vergleich zu der der Sonne. Nun hat sich gezeigt, daß alle Algol-Steme, soweit ihre Spektra schon untersucht worden sind, der ersten Spektralklasse, und zwar vorwiegend der Abteilung Ib, angehören. Wir wiesen schon im vorigen Paragraphen darauf hin, daß die Zugehörigkeit der Algol-Steme zur ersten Spektralklasse im Verein mit ihrer geringen Dichte eine Bestätigung der oben auseinandergesetzten Ansichten über die Entwicklungsgeschichte der Fixsteme liefert.

Eine merkwürdige Stellung unter den Veränderlichen nimmt der Stern e Aurigae ein. Seine Lichtkurve gleicht durchaus der eines Algol-Sternes, aber die Periode ist die längste bisher überhaupt bei einem Veränderlichen nachgewiesene, nämlich 27,1 Jahre. Während 25,1 Jahren ist die Helligkeit konstant, nimmt dann in ungefähr sieben Monaten um 0,7 Größenklassen ab, bleibt zehn Monate konstant im Minimum und steigt dann in sieben Monaten wieder zur früheren Größe an. Wenn man den Lichtwechsel auf dieselbe Art wie bei den eigentlichen Algol-Stemen erklären wollte, so müßte man eine enorm geringe Dichte annehmen. Spektroskopische Beobachtungen haben bewiesen, daß s Aurigae aus drei Komponenten besteht. Das Spektrum gehört der Klasse Ia3 an.

In mancher Hinsicht mit den Algol-Stemen verwandt sind die kurzperiodischen Veränderlichen mit kontinuierlichem Lichtwechsel (Pickerings Klasse IV), von denen etwa 100 bekannt sind. Die Lichtkurven dieser «Sterne sind aber vor allem dadurch von denen der Algol-Steme verschieden, daß die Helligkeit niemals, wie es bei letzteren der Fall ist, längere

Zeit hindurch konstant ist; sie ändert sich vielmehr ständig. Diese Änderungen gehen aber im allgemeinen sehr regelmäßig vor sich, und die Perioden sind, wie bei den Algol-Sternen, höchstens langsamen und sehr geringen Änderungen unterworfen.

Innerhalb dieser Klasse von Veränderlichen lassen sich nun nach der Form der Lichtkurve drei Typen unterscheiden, deren Hauptvertreter d Cephei, £ Geminorum und ß Lyrae sind.

'Z

's

WJhc'-

Fig. 13. Lichtkurve von 6 Cephei.

Fig. 13 gibt eine Darstellung der Lichtkurve von ö Cephei. Die Periode ist 5,37 Tage. Man sieht aus der Figur, daß die Zunahme der Helligkeit weit rascher vor sich geht als die Abnahme, und diese rasche Zu- 4.5 nähme ist charakteristisch für die Sterne vom ö Cephei-Typus. Die 5a Größe der Lichtschwankung beträgt bei ö Cephei ungefähr 1,2 Größenklassen. Während die Helligkeitszunahme ganz gleichmäßig vor sich geht, zeigt der absteigende Teil der Lichtkurve kleine Unregelmäßigkeiten. Bei anderen Sternen dieses Typus ist auch der absteigende Teil der Lichtkurve ganz glatt, bei noch anderen sind die Unregelmäßigkeiten größer; sind sie besonders groß, so entstehen mitunter Lichtkurven, die mit der weiter unten beschriebenen von ß Lyrae Verwandtschaft besitzen.

Bei £ Geminorum, dessen Periode 10,2 Tage beträgt, und dessen Lichtkurve Fig. 14 wiedergibt, sind die Zeiten der Lichtzunahme und -abnähme nahezu gleich. Die Helligkeits-

9*

182

Die Fixsterne und Nebelflecke.

schwankung beträgt nur 0,8 Größenklassen. Die Verwandtschaft Zwischen C Geminorum und den ihm ähnlichen Veränderlichen einerseits und den Sternen vom d LepKei-Typus

Grösse

4.5-

'Ö

715 Tage

Fig. 14. Lichtkurve von £ Geminorum.

andererseits wird dadurch erhärtet, daß es einige Veränderliche gibt, deren Lichtkurven llbergangsformen zwischen beiden Typen darstellen.

Grösse

3.5-

45-

kz

'2

fb

Tage

Fig. 15. Lichtkurve von ß Lyrae.

Eine merkwürdige Lichtkurve besitzen ß Lyrae (siehe Fig. 15) und die wenigen ihm ähnlichen Sterne. Die Minima sind in regelmäßiger Abwechselung tiefer und flacher, während die Maxima gleich hoch sind. Die Periode von ß Lyrae ist

12,9 Tage. In den Hauptminimis besitzt der Stern die Größe

4,5, in den sekundären die Größe 3,9, während die Größe im Maximum 3,4 ist.

Die Periodenlänge übersteigt bei den bisher bekannten kurzperiodischen Veränderlichen mit kontinuierlicher Helligkeitsänderung nur in seltenen Fällen den Wert von 30 Tagen. Die kürzeste bisher in dieser Klasse und überhaupt bei einem Veränderlichen konstatierte Periode ist die von XX Cygni, die nur 3x/₄ Stunden beträgt. Dieser Stern gehört dem d Opüei-Typus an, die Lichtschwankung ist 0,7 Größenklassen.

Bei der Erklärung der Lichtschwankungen der kontinuierlich veränderlichen, kurzperiodischen Sterne muß auf die Ergebnisse der spektroskopischen Untersuchung Rücksicht genommen werden. Die Spektra der Veränderlichen vom ö Cephei- und f Oemmornm-Typus gehören der Spektralklasse Ha an, und die Linien zeigen während des Lichtwechsels keine merkliche Änderung ihres Aussehens. Es hat sich aber gezeigt, daß alle diese Sterne, soweit sie bisher näher untersucht sind, spektroskopische Doppelsteme sind, also aus zwei ~ nahe beieinander befindlichen Komponenten bestehen, deren Umlaufsbewegung um den gemeinschaftlichen Schwerpunkt sich in genau derselben Periode vollzieht, wie der Lichtwechsel. In allen Fällen ist nur das Spektrum der einen Komponente sichtbar, die andere ist also dunkel oder jedenfalls wesentlich schwächer als jene. Zunächst liegt nun der Gedanke sehr nahe, auch hier, wie bei den Xlgol-Sternen, den Lichtwechsel durch eine Verfinsterung zu erklären. Dies ist aber nicht zulässig. Im Minimum müßte nämlich nach dieser Theorie die dunkle Komponente, von der Erde aus gesehen, vor der hellen stehen. Die Messungen der Radialgeschwindigkeit lehren aber, daß dies keineswegs der Fall ist. Es kann aber andererseits kein Zweifel herrschen, daß die Helligkeitsänderungen in engem Zusammenhang mit der Umlaufsbewegung stehen; dies beweist die Gleichheit der Perioden beider Vorgänge, sowie die Tatsache, daß die größte An-näherungsgeschwindigkeit der Hellen Komponente ungefähr mit dem Helligkeitsmaximum, die größte von uns fortgericht-tete Geschwindigkeit ungefähr mit dem Helligkeitsminimurn zusammenfällt. Eine durchaus befriedigende Erklärung ist für die beobachteten Erscheinungen bis jetzt noch nicht gegeben; am meisten leuchtet vielleicht noch die ganz neuerdings von Duncan aufgestellte Hypothese ein. Dieser macht folgende Annahmen: Die helle Komponente des Systems hat eine starke Atmosphäre, und sie bewegt sich noch innerhalb der sehr ausgedehnten und sehr dünnen Atmosphäre der anderen, uns nicht sichtbaren Komponente. Durch die Reibung tu diesem Mittel wird die Atmosphäre der hellen Komponente entgegengesetzt der Bewegungsrichtung der letzteren verschoben, d. h. sie ist auf der in der Bewegung vorangehenden Seite des Sterns weniger tief als auf der entgegengesetzten und absorbiert daher dort auch weniger von dem Lichte des Sternes. Ist die Bewegung daher gerade auf uns zu gerichtet, so wird uns der Stern am hellsten erscheinen, im entgegengesetzten Teile der Bahn am schwächsten. Dies deckt sich zwar mit den beobachteten Tatsachen, doch ist die Richtigkeit der Hypothese immerhin noch recht fraglich.

Noch schwieriger als bei den Sternen vom ö Cephei- und f Oeinmoruin-Typus ist die Sachlage bei ß Lyrae, dessen Spektrum sehr kompliziert ist. Über ein Absorptionsspektrum der ersten Spektralklasse sind helle Linien gelagert, besonders solche des Wasserstoffs und des Heliums. Die hellen und dunkeln Linien erleiden gegeneinander Verschiebungen, und die Vorgänge sind so verwickelt, daß sie hier nicht näher dargestellt werden können, zumal eine Deutung derselben noch nicht gelungen ist. Der Lichtwechsel allein — ohne Rücksicht Ms die Erscheinungen im Spektrum — läßt sich unter der

Annahme erklären, daß ß Lyrae aus zwei Hellen, ellipso-idischen Körpern verschiedener Größe besteht, die einander äußerst nahe sind und sich in nahezu kreisförmigen Bahnen um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, wobei sie sich abwechselnd bedecken.

Schließlich bleibt uns noch die letzte Klasse von Veränderlichen, die der Antalgol- ©terttc, zu betrachten. Diese haben, wie wir schon sahen, ihren Namen infolge des Umstandes erhalten, daß sie sich in gewisser Hinsicht gerade entgegengesetzt wie die Algol-©teme verhalten. Ihre Helligkeit ist nämlich längere Zeit konstant, sinkt dann aber nicht, wie bei den Algol-Sternen, zu einem Minimum herab, sondern steigt vielmehr zu einem Maximum empor, um dann wieder bis zu der früheren Größe abzunehmen. Während aber bei den Algol-Stewen Abfall und Anstieg der Helligkeit meist genau oder nahezu genau gleichviel Zeit erfordern, trifft dies, bei den Antalgol-Sternen nicht zu. Die Helligkeüs-zunahme geschieht vielmehr rascher als die darauffolgende Helligkeitsabnahme. Die Antalgol-Sterne haben die Eigentümlichkeit, daß fast alle in engen Stemhaufen liegen; außerhalb von solchen waren Anfang 1909 nur 8 Antalgol-Sterne bekannt, die alle eine Periode von 10—13V₂ Stunden haben und ausnahmslos selbst im Maximum sehr schwach sind. Als Beispiel möge ST Ophiuchi dienen. Während 4 Stunden 9 Minuten ist dieser Stem konstant im Minimum (Größe 12,3). In 53 Minuten steigt er dann zum Maxi-mum (Größe 11,0) empor, und nimmt darauf in 5 Stunden 46 Minuten bis zur Größe 12,3 ab. Die Periode beträgt also 10 Stunden 48 Minuten.

Besonders reich an Veränderlichen der Antalgol-Klasse sind die Stemhaufen co Centauri, Messier 3 und Messier 5. In co Centauri sind im ganzen 128 Veränderliche nachgewiesen. Von 95 dieser Steme sind die Lichtkurven genau untersucht, und es hat sich herausgestellt, daß 37 der Antalgol-Klasse angehören (mit Perioden von 12—15 Stunden). Die übrigen gehören überwiegend zum d Cephei- und f Gemi-nornin-Typus. Zwischen dem ersteren und dem Antalgol-Typus scheint eine ziemlich enge Verwandtschaft zu bestehen. — In den Sternhaufen Messier 3 und Messier 5 sind 129 bzw. 87 Veränderliche gefunden worden, und für 109 bzw. 65 derselben ist der Lichtwechsel näher untersucht. Alle diese Sterne mit zwei Ausnahmen sind Antalgol-Sterne und haben sämtlich Perioden, die nicht sehr von einem halben Tage verschieden sind. Wie diese höchst merkwürdige Tatsache zu erklären ist, muß noch als völliges Rätsel bezeichnet werden. Überhaupt hat man für den Lichtwechsel der Antalgol-Sterne noch keine befriedigende Erklärung gefunden. Auch die spektralen Eigenschaften dieser Himmelskörper sind noch unbekannt, da es sich durchweg um sehr schwache Objekte handelt.

Wir verlassen nunmehr das Gebiet der veränderlichen Sterne und wenden uns denneuenSternen (vgl. Seite 118) zu. Diese sind recht seltene Erscheinungen; im ganzen sind seit 1572, dem Jahre, in welchem der von Tycho Brahe beobachtete Stern in der Cassiopeja aufflammte, 23 neue Sterne beobachtet worden, von denen aber kaum die Hälfte dem bloßen Auge sichtbar gewesen ist. Ein großer Teil von den schwächeren ist auf photographischem Wege entdeckt worden. Alle bisher beobachteten neuen Sterne liegen in oder nahe der Milchstraße. Wir werden uns hier eingehender nur mit den beiden zu beschäftigen haben, die mit den modernen spektroskopischen Hilfsmitteln besonders sorgfältig untersucht worden sind, nämlich der Nova Aurigae vom Jahre 1892 und der Nova Persei vom Jahre 1901. Die heutigen Theorien über die neuen Sterne stützen sich hauptsächlich auf die bei diesen beiden beobachteten Erscheinungen.

Das Spektrum der Nova Aurigae wurde von Anfang Februar 1892 an beobachtet. Auf kontinuierlichem Grunde zeigten sich zahlreiche helle, meist breite Linien, namentlich des Wasserstoffs, Heliums, Kalziums, Natriums und Eisens. An der brechbareren Seite waren diese Emissionslinien zum großen Teile von starken Absorptionslinien begleitet. Mit der Helligkeitsabnahme des Sternes wurde das kontinuierliche Spektrum schwächer, die hellen Linien blieben sichtbar, bis der Stern wegen ungünstiger Stellung zur Sonne nicht mehr beobachtet werden konnte. Als er im August wieder sichtbar wurde, zeigte es sich, daß sich das Spektrum in das eines Gasnebels (vgl. den nächsten Paragraphen) verwandelt hatte; doch waren die Emissionslinien breiter und verwaschener als in einem solchen. Im Jahre 1903 wurde konstatiert, daß das Spektmm der Nova ein kontinuierliches geworden war.

Die Nova Aurigae wurde zuerst am 24. Januar 1892 bort Anderson in Edinburg als Stem fünfter Größe entdeckt. Photographische Aufnahmen des betreffenden Teiles des Himmels bewiesen, daß der Stern am 8. Dezember 1891 jedenfalls noch schwächer als neunter Größe gewesen sein muß, am 10. Dezember aber schon fünfter Größe war. Am 20. Dezember war er, wie ebenfalls aus vorhandenen photographischen Aufnahmen folgte, am hellsten, etwa von der Größe 4,5. Nach der Entdeckung durch Anderson nahm er erst langsam, dann schneller an Helligkeit ab und war schon im April 1892 schwächer als vierzehnter Größe. Im August 1892 stieg die Nova Aurigae nochmals zur Größe 9,5 empor und blieb längere Zeit in dieser Helligkeit. Gegenwärtig ist sie ein schwacher, nur in starken Instrumenten sichtbarer Stern.

Infolge der verspäteten Entdeckung der Nova Aurigae begannen die spektroskopischen Beobachtungen erst, als der Stem bereits seine größte Helligkeit überschritten hatte.

Günstiger gestaltete sich die Sachlage bei der Nova Persei vom Jahre 1901. Auch diese wurde von Anderson entdeckt und zwar als Stern der Größe 2,5 in den Morgenstunden des 22. Februar 1901. Wie eure zufällig aufgenommene photographische Platte der betreffenden Gegend des Himmels bewies, war der Stew 28 Stunden früher jedenfalls noch schwächer als zwölfter Größe gewesen. Am Abend des 23. Februar war die Nova heller als dxAurigae (Gapelia). Bon da an rrahm die Helligkeit ab, so daß der Stern am 6. März nur noch dritterGröße war. Von Mitte März bis Anfang Juni schwankte die Helligkeit wie die eines veränderlichen Stemes in etwa drei- bis fünftägiger Periode, wobei sie aber ständig weiter sank. Im Juli waren diese Schwankungen fast ganz verschwunden und der Stern war sechster Größe. Ende des Jahres 1901 war die Nova siebenter Größe, später ist sie dann zu einem Stern elfter bis zwölfter Größe geworden.

Das Spektrum der Nova Persei wurde zuerst am Abend des 22. Februar 1901 von E. C. Pickering beobachtet. Es war damals ein Spektmm der ersten Klasse, helle Linien waren um; ganz leicht an der weniger brechbaren Seite der sehr breiten und matten Absorptionslinien angedeutet. Daß die hellen Linien nicht deutlicher sichtbar waren, ist wohl ohne Zweifel der großen Intensität des kontinuierlichen Spektrums zuzuschreiben. Am 23. Februar, also zur Zeit der größten Helligkeit der Nova, war das Spektrum im wesentlichen unverändert. Am 24. Februar dagegen, als die Helligkeit schon wieder etwas abgenommen hatte, glich das Spektrum dem der Nova Aurigae, wie es oben beschrieben worden ist, d. h. es zeigten sich breite Emissionslinien, auf deren brechbarerer Seite Absorptionslinien lagen. Zunächst waren alle diese Linien in ihrer Intensität und Breite erheblichen Änderungen unterworfen, und als die Nova die obenerwähnten periodischen Helligkeitsschwankungen erlitt, zeigte das Spek- •

§19. Die veränderlichen und neuen Sterne.

139

trum interessante Änderungen, die wir hier indessen nicht näher beschreiben können. In der zweiten Hälfte des Jahres 1901 hatte sich das Spektrum der Nova in das eines Gasnebels verwandelt, wie es auch bei der Nova Aurigae der Fall gewesen war; auch bei der Nova Persei waren aber die Linien viel breiter als im Spektrum eines Nebels. Später trat das kontinuierliche Spektrum wieder mehr hervor, und schließlich (1907) nahm das Spektrum ganz den Charakter des Spektrums eines Wolf-Rayet-Sternes an.

Ganz ähnliche Wahrnehmungen wie an den Spektren der Nova Aurigae und der Nova Persei hat man auch an denen der meisten anderen, schwächeren neuen Sterne gemacht, so daß es sich also hier um Erscheinungen handelt, die für die neuen Sterne charakteristisch sind. Dies gilt namentlich von dem paarweisen Auftreten heller und dunkler Linien, von denen die ersteren gegen die normale Lage, die sie im Spek-trurn des betreffenden Elementes haben, stark nach der roten Seite des Spektrums, die letzteren stark nach der violetten Seite verschoben sind. Wollte man diese Verschiebungen itctd) dem Dopplerschen Prinzip, als durch Radialbewegung verursacht, deuten, so müßte man annehmen, daß die Emissionslinien von einem Stew, die entsprechenden Absorptionslinien von einem anderen herrühren, und daß diese beiden Steme eine kolossale relative Geschwindigkeit gegeneinander (von 1000 km oder noch mehr in der Sekunde) besitzen. Da die Verschiebungen Monate hindurch anhalten und sich bei verschiedenen neuen Sternen stets im selben Sinne und in ungefähr derselben Größe gezeigt haben, so ist diese Deutung nach dem Doppler schen Prinzip im höchsten Grade unwahrscheinlich und wird heutzutage allgemein verworfen. Man hat daher auch die Hypothese, daß die Erscheinung der neuen Sterne durch das Zusammentreffen zweier Fixsterne im Weltenraume zu erklären sei, fallen lassen.

Diejenige Theorie zur Erklärung der neuen Sterne, die sich gegenwärtig der meisten Anhänger erfreut, ist die von Seeliger. Dieser nimmt an, daß das Aufleuchten einer Nova durch das Eindringen eines dunkeln oder nur schwach leuchtenden Weltkörpers in eine ebenfalls dunkle oder nur schwach leuchtende kosmische Staubwolke oder Nebelmasse verursacht wird. Durch den Widerstand, den die letztere der Bewegung des Weltkörpers entgegensetzt, muß dieser sich erhitzen, ebenso müssen aber auch die von ihm getroffenen Teile der Wolke eine starke Temperaturerhöhung erfahren. Die theoretische Verfolgung der sich hierbei darbietenden Erscheinungen führt in der Tat zu einer ganz befriedigenden Übereinstimmung mit den an den neuen Sternen beobachteten Phänomenen. Namentlich lassen sich auch die wichtigsten an den Spektren der neuen Sterne gemachten Wahrnehmungen erklären, wenn man mit H. Ebert annimmt, daß die der Nova benachbarten Teile der Wolke eine anomale Dispersion (vgl. § 7) des von dem Stern ausgehenden Lichtes erzeugen. Für die Umwandlung des Nova-Spektrums in das eines Gasnebels hat Halm eine Erklärung gegeben, die an die Seeligersche Theorie anknüpft, aber doch noch zu hypothetisch ist, als daß wir sie hier auseinanderzusetzen hätten.

Die Seeligersche Hypothese, welche schon gelegentlich des Aufleuchtens der Nova Aurigae aufgestellt wurde, erfuhr eine schöne Bestätigung durch den Umstand, daß man auf lange belichteten photographischen Aufnahmen der Nova Persei Nebelmassen entdeckte, welche den Stern umgaben. Diese Nebelmassen zeigten eine zur Nova konzentrische Anordnung, und es ließ sich feststellen, daß sie sich mit großer Geschwindigkeit ausdehnten. -Zur Erklärung dieser Bewegungen nahm Seeliger an, daß die Nebelmassen nicht in eigenem Lichte leuchteten, sondern nur das Licht der Nova reflektierten. Wenn dies der Fall war, so mußten sich die

Nebelmassen tatsächlich um so weiter nach allen Seiten auszubreiten scheinen, je weiter das Licht der Nova in ihnen vordrang. Gegenwärtig sind die Nebel um die Nova Persei völlig verschwunden.

§ 20. Die Nebelflecke und Sternhaufen.

Unter „Sternhaufen" versteht man Anhäufungen zahlreicher Sterne auf einem scheinbar engen Raum an der Himmelssphäre, unter „Nebelflecken" dagegen helle, in weißlichem Lichte leuchtende Gebilde verschiedenster Größe, die sich auch unter Anwendung der stärksten optischen Mittel nicht in eine Anhäufung einzelner Sterne auflösen lassen. Früher glaubte man, daß nur die ungeheure Entfernung der Nebelflecke der Auflösung in Sterne im Wege stände; mit Hilfe der Spektralanalyse aber hat man erkannt, daß wenigstens ein Teil der Nebelflecke von den Sternhaufen durchaus verschieden ist, da sie ein aus hellen Linien bestehendes Gasspektrum besitzen. Andere Nebel — und zwar wahrscheinlich die Mehrzahl — haben kontinuierliche Spektra mit Absorptionslinien und sind daher den Sternhaufen zum mindesten eng verwandt.

Man teilt die Nebelflecke im allgemeinen in folgende Klassen ein, zwischen denen es allerdings Übergangsformen gibt, und in die sich auch nicht alle Nebel zwanglos einordnen lassen:

1.    unregelmäßige Nebel;

2.    Ringnebel;

3.    planetarische Nebel;

4.    Nebelsterne;

5.    Spiralnebel.

Über das Aussehen der „unregelmäßigen Nebel" läßt sich Allgemeines nicht sagen. Ihr Anblick ist, wie man namentlich aus photographischen Aufnahmen erkennt, häufig von sinnverwirrender Kompliziertheit. Oft sind diese Nebel von großer Ausdehnung und erstrecken sich, freilich in großer Lichtschwäche, über viele Quadratgrade am Himmel. Das bekannteste Beispiel für diese Klasse ist der große Nebelfleck im Orion. Sehr interessant sind auch die schwachen, langgestreckten Nebelstreifen im Stembilde des Schwans, welche eine gewisse Ähnlichkeit mit zartem Cirrusgewölk, in einem Teile auch mit einem Kometen besitzen. — Für die Ring-nebel ist derjenige im Sternbilde der Leier typisch. Dieser kleine Nebel gleicht einem elliptischen Ringe, in dessen Mitte ein schwacher Stern steht. Die genauere Untersuchung zeigt, daß auch das ganze Innere des Ringes mit Nebelmasse angefüllt ist, die aber nicht so hell ist wie der Ring selbst. Während die Zahl der Ringnebel nur klein ist, ist die der planetarischen Nebel ziemlich bedeutend. Diese erscheinen als kleine kreisrunde oder etwas elliptische Scheibchen und besitzen meist einen Zentralstem. Die Photographie, die uns überhaupt erst eine Kenntnis der feineren Einzelheiten bei den Nebelflecken ermöglicht hat, zeigt auf den Scheibchen häufig ein kompliziertes Detail. Eine scharfe Grenze zwischen den planetarischen und den Ringnebeln läßt sich nicht ziehen, und ebenso auch nicht zwischen den planetarischen Nebeln und den Nebelsternen, unter denen man Sterne mit einer nebeligen, nach außen allmählich an Helligkeit abnehmenden Atmosphäre versteht. Der Hauptunterschied gegen die planetarischen Nebel ist der, daß der Stern im Verhältnis zum Nebel ziemlich hell und daß die Nebelmasse nicht deutlich begrenzt ist. In einigen Fällen ist bei Nebelstemen der Stem doppelt, ja selbst dreifach. Meist scheinen diese von Nebel eingehüllten Sterne der Spektralklasse Ib anzugehören.

Eine besondere, von den bisher besprochenen ziemlich scharf getrennte Klasse von Nebeln bilden die Spiralnebel, deren Zahl eine ganz enorm große ist. Keeler glaubte annehmen zu dürfen, daß er mit dem Croßleyreflektor der Lick-Sternwarte, mit welchem er seine epochemachenden photographischen Aufnahmen von Nebelflecken hergestellt hat, 120 000 Spiralnebel photographieren könne, und diese Schätzung ist vielleicht noch zu niedrig. Das Aussehen der Spiralnebel ist, je nach ihrer. Lage im Raume, sehr verschieden. Ist diese eine solche, daß wir genau oder nahezu senkrecht auf die Ebene dieser flachen Gebilde blicken, so sehen wir einen Hellen Kem, von welchem in Spiralform Arme (meist zwei) ausgehen, die mit Lichtknoten besetzt sind. Einen solchen Anblick gewährt der bekannte Spiralnebel in den Jagdhunden. Ist die Lage des Nebels dagegen eine solche, daß wir ihn von der Kante sehen, so erblicken wir nur einen Hellen, schmalen Streifen, eine sehr langgestreckte Ellipse. Man betrachtet daher heutzutage die langgestreckten, elliptischen Nebel meist als Spiralnebel, ohne eigentlich beweisen zu können, daß sie es wirklich sind. Sehen wir einen Spiralnebel halb von der Seite, so ergibt sich ein Bild, wie es der große Andromedanebel bietet: eine Ellipse mit Hellem Kern in der Mitte, um welchen herum man in der Hellen Nebelmasse dunkle Streifen verfolgen kann, welche die Zwischenräume zwischen den Windungen der Spiralen darstellen.

Über die Natur der Nebelflecke kann uns nur die Spektralanalyse Auskunft geben. Man stößt aber infolge der großen Lichtschwäche der Mehrzahl der Nebelflecke bei der spektralanalytischen Untersuchung derselben auf große Schwierigkeiten. Indessen ist man doch bereits zu einigen recht bemerkenswerten Ergebnissen gelangt.

Der größte Teil des Lichtes, welches die Spiralnebel aussenden, liefert, soweit man aus dem spärlichen Beobachtungsmaterial auf die Allgemeinheit schließen darf, ein kontinuierliches Spektrum. In einigen wenigen Fällen ist

es gelungen, Absorptionslinien in diesem kontinuierlichen Spektrum wahrzunehmen, aber wohl nur die große Schwäche der Spektra ist Schuld daran, daß dies nicht bei allen Spiralnebeln gelingt. Emissionslinien, die über das kontinuierliche Spektrum gelagert sind, sind bisher nur in zwei Fällen konstatiert worden. In einem derselben sind es die Linien des Spektrums der Gasnebel (vgl. weiter unten). Das Spektrum des großen Andromedanebels gehört der Spektralklasse Ha an und zeigt keine Hellen Linien. Hiernach kann man annehmen, daß dieser Nebelfleck ans Sternen der zweiten Spektralklasse besteht, die nur wegen der enormen Entfernung nicht mehr voneinander getrennt werden können. Bis vor kurzem glaubte man, daß alle Spiralnebel sich, wie der Andromedanebel, aus einzelnen Sternen zusammensetzten. Die Auffindung der Linien des Gasnebelspektrums bei einem Spiralnebel zwingt aber zu der Annahme, daß wenigstens in manchen Fällen außer den Sternen auch eigentliche Nebelmaterie bei der Zusammensetzung der Spiralnebel in Frage kommt; die Sterne dürften aber doch die Hauptrolle spielen.

Nach der Ansicht vieler Forscher besitzt auch die Milchstraße und das ganze Sternsystem, welches sie umfaßt, und zu dem auch unsere Sonne gehört, eine spiralige Struktur und würde von fem gesehen als Spiralnebel erscheinen. Ob diese Anschauung richtig ist, und ob man die Spiralnebel demnach als ferne Milchstraßensysteme anzusehen hat, ist aber eine durchaus unentschiedene Frage.

Die Nebelflecke der übrigen Klassen liefern ein Emissionsspektrum, welches aus wenig zahlreichen hellen Linien besteht. Zwischen den Spektren der verschiedenen Objekte herrscht eine große Ähnlichkeit: stets bemerkt man die Linien des Wasserstoffs (Hugginssche Serie), häufig auch Linien des Heliums, außerdem aber stets noch Linien, welche man bisher nicht in den Spektren irdischer Elemente hat auffinden können, und die daher einem oder mehreren unbekannten Gasen angehören müssen. Die auffallendsten von diesen Linien, welche in den Spektren aller Gasnebel wiederkehren, liegen im Grün und haben die Wellenlängen 5007 ÄE und 4959 ÄE. In allen Nebeln stehen sie, wie die Messungen von Scheiner und Wilsing bewiesen haben, in demselben Jntensitätsverhältnis, und es kann daher als sicher angesehen werden, daß diese beiden sogenannten Hauptnebellinien von einem und demselben Gase herrühren, welches man Nebulium genannt hat. Vielleicht gehört auch eine Anzahl anderer unbekannter Linien diesem Gase an, während eine Linie im Ultraviolett (3727 ÄE), die in manchen Nebelspektren kräftig hervortritt, wohl anderen Ursprungs ist. Einige Linien scheinen mit solchen im Spektrum der Wolf-Rayet-Sterne zusammenzufallen. Viele von den Nebeln, die ein Gasspektrum liefern, weisen außerdem auch Spuren eines kontinuierlichen Spektrums auf.

Auch über die Mischung der Gase in den einzelnen Teilen der Nebel vermag uns die Spektralanalyse Auskunft zu geben. Es hat sich, wie schon oben erwähnt wurde, gezeigt, daß die beiden Hauptlinien des Nebuliums immer in demselben Jntensitätsverhältnis stehen; dagegen ist das Verhältnis der Intensität dieser Linien zu derjenigen der Linien des Wasserstoffs in verschiedenen Nebeln verschieden. Im Orionnebel leuchtet der Wasserstoff verhältnismäßig hell, in anderen Nebeln im Verhältnis zum Nebulium weit schwächer. Man darf hieraus wohl schließen, daß im Orionnebel verhältnismäßig viel Wasserstoff vorhanden ist. Im Orionnebel ist das Verhältnis der Helligkeit der Linien des Nebuliums zu der der Wasserstofflinien an verschiedenen Stellen nicht das gleiche, so daß also wahrscheinlich die Mischung der Gase nicht im ganzen Nebel gleichförmig ist. Ähnliches hat man auch bei dem Ringnebel in der Leier bemerkt.

10

Ludendorff, Astrophysik.

Nach dem über das Spektrum der Gasnebel Gesagten haben wir uns diese Objekte als aus leuchtenden Gasen zusammengesetzt zu denken. Diese Gase befinden sich jedenfalls im Zustande äußerster Verdünnung und ihre Temperatur dürfte eine sehr niedrige sein. Über die Ursache ihres Leuchtens ist man sich nicht recht im klaren. In Wirklichkeit ist das Leuchten in den meisten Nebeln wohl nur ein sehr schwaches, und daß wir es überhaupt wahmehmen, erklärt sich nur durch die große Dicke der Schichten, von denen es ausgeht. Die Form mancher Nebel deutet auf starke Bewegungen in ihnen hin. Es ist aber bisher nur beim Orionnebel gelungen, durch Messung der Radialgeschwindigkeiten in verschiedenen Teilen geringe Bewegungen innerhalb des Nebels zu konstatieren.

Besonderes Interesse verdienen unter den Nebeln einige, die der Veränderlichkeit ihrer Helligkeit verdächtig sind. Ganz sicher bewiesen ist diese noch bei keinem, wohl aber bei drei oder vier Nebeln ziemlich wahrscheinlich. Wenn weitere Beobachtungen wirklich die Veränderlichkeit von Nebeln bestätigen, so wird die Erklärung dieses Phänomens große Schwierigkeiten bieten.

Daß die Nebelflecke einen physischen Zusammenhang mit den Sternen besitzen, die scheinbar in ihnen stehen, ist natürlich nicht immer notwendig, denn es ist recht wohl möglich, daß diese Sterne weit vor oder hinter dem Nebel stehen und sich nur auf diesen projizieren. In vielen Fällen ist aber ein solcher Zusammenhang zweifellos, so bei den Zentralsternen der planetarischen und Ringnebel. Auch im Orionnebel zeigen sich z. B. Beziehungen der Struktur des Nebels zu einigeu Sternen, die auf einen Zusammenhang schließen lassen, und ähnliche Beispiele ließen sich noch mehr anführen. Am auffälligsten aber ist es, daß sich in manchen Sternhaufen Nebelmassen befinden, oder daß erstere inmitten großer Nebelmassen liegen. In besonders ausgeprägter Weise zeigt sich das bei den Plejaden, deren Hauptsteme in merkwürdige Nebelstreifen eingebettet sind. Auch die ganze Gegend des Himmels um die Plejaden hemm ist von sehr schwachen Nebelmassen bedeckt. Die in Nebel eingelagerten Steme scheinen, wie schon erwähnt, meist der ersten Spektralklasse, und zwar meist der Abteilung Ib, anzugehören, was auf einen frühen Entwicklungszustand hindeutet. So haben von den Plejaden -sternen, soweit sie auf ihre Spektra hin untersucht sind, 59 ein Spektmm der ersten, 18 ein solches der zweiten Klasse, 14 stehen ihrem Spektralcharakter nach zwischen der ersten und zweiten Klasse. In Sternhaufen, die von Nebel frei sind, ist die Sachlage zum Teil anders. In der Praesepe (im Krebs)^z. B. werden 28 Steme der ersten, 20 der zweiten und 41 Steme, die zwischen der ersten und zweiten Klasse stehen, gezählt. Für die Coma Berenices sind die betreffenden Zahlen 18, 45 und 52. Im ganzen sind infolge der Schwäche der Steme in den Stemhaufen erst wenige von diesen Gebilden auf die Verteilung der Spektralklassen in ihnen untersucht worden Über die Astrophysik der Stemhaufen ist sonst weiter nichts zu sagen, da von den interessanten veränderlichen Sternen, die in einigen von ihnen gefunden worden sind, bereits mt vorigen Paragraphen die Rede gewesen ist

Register.

Abbot 36 f.

Adams 26, 32 f.

Albedo 60.

—    des Mondes 60.

—    der Planeten 70ff. Algol 120, 126 ff., 130. Algolsterne- und -typus 114,

121, 125 ff., 133, 135. Alpen (auf dem Mond) 56. Anderson 137 f. Andromedanebel 143 f. ^ngströmsche Einheit 6. Anomale Dispersion 43,140. Antalgolsterne und -typus 121, 125, 135 f. Apenninen (auf dem Mond) 56.

Arcturus 108 f.

Arrhenius 47.

Astrometrie 5.

Astrophysik, Aufgabe der 5. Atmosphäre des Jupiter 77, 90.

—    des Mars 70, 72,77,87.

—    des Merkur 70, 72, 77.

—    des Mondes 61 f.

—    des Neptun 77, 95.

—    des Saturn 77, 94.

—    des Uranus 77, 95.

—    der Venus 70, 72, 77,

79.

Balmersche. Formel 106. Barnard 73, 92.

Beer 50, 63.

Belopolski 80.

Nessel 100.

Bianchini 79 f.

Blajko 101.

Bolometer 20.

Bond 91.

Brahe, Tycho 136.

Bredichin 100.

Brenner 80.

Bunsen 7.

Cannon, Miß 118. Carrington 16.

Cassini, I. D. 79.

—    I. 80, 91 f.

Ceraski 34.

Ceres 73 f.

Cerulli 88.

Chromosphäre 18, 23 f., 30, 41 ff.

Clavius (Mondkrater) 51. Coma Berenices 147. Croßley 143.

Curtius (Mondkrater) 57.

Daniel 98.

Deslandres 27, 95.

De Bico 80.

Dione 75.

Dopplersches.Prinzip 8, 32, 80, 139.

Draper-Katalog 111. Duncan 134.

Dun6r 33.

Ebert, H. 66, 140. Eisenmeteoriten 101. Emden 39, 43.

Encke 92.

Erdmagnetismus 15.

Eros 75.

Euler 69.

Eunomia 74 f.

Evershed 12.

Fabricius, D. 122.

-    I. 14.

Faye^4i.

Feuerkugeln 100.

Fixsterne 101 ff.

Fixsterne, Entwicklungl12 ff.

—    Helligkeit 34, 116 ff.

—    Spektra 101 ff.

Flocculi 30 f., 33, 125. Franz 52, 56.

Fraunhofer 102. Fraunhofersche Linien 7,

20 ff., 46 f., 96.

Galilei 14, 50, 75.

Galle 91.

Gassend i (Mondkrater) 54 f., 57.

Gegenschein 48. Gleichartigkeit des Stoffes 115.

Grammkalorie 9. Granulation 10 ff., 30. Größenklassen 116.

Hale 26 f., 29 ff., 110.

Hall 91.

Halm 33, 140.

Helligkeit der Fixsterne 34,

H6ff.

—    der Kometen 97 f.

—    des Mondes 58ff.

—    der Mondphasen 59.

—    der Planeten 68 ff.

—    der Sonne 34f. Helligkeitsänderungen der

Fixsterne 118 ff.

—    der Jupitermonde 75 f. —i ber Kometen 97.

—    der Nebelflecke 146.

—^dermeuen^Sterne 137 f.

—    der Planetoiden 75.

—    der Saturnmonde 75 f. Helmholtz, v. 38 f.

Herschel, W. 39.

Hertha 75.

Hevelius 50.

Horrebow 14.

Huggins 104, 106 ff., 111, 144.

Huygens 80, 91.

Hyginus (Mondkrater) 64.

Janssen 10 f., 18.

Jap eins 75.

Iris 74 f.

Julius 43.

Juno 73 f.

Jupiter 70 f., 75, 77, 88 ff. Jupitermonde 75 f., 91.

Kalziumlinien H und K 21, 28 ff.

Kant - Laplacesche Theorie 38, 65.

Kapteyn 112.

Kaukasus (auf dem Monde) 56.

Keeler 94, 143.

Kempf 116.

Kepler 94.

Kern fleck 12 f.

Kirchhofs 7, 40.

Klein 63 f.

Kometen 95 ff. Kometenschweif-Typen 99. Konkoly, v. 101.

Korona 18, 24, 44 ff. Koronium 47.

Lambert 60, 69.

Langley 20, 36 f. Langrenus 50, 52.

Lassell 93.

Leibnizberge (auf dem Mond) 57.

Lichtdruck 47 f., 98 f.

Linn6 (Mondkrater) 63 f. Lockyer 18.

Lohrmann 50, 63.

Lohse 12.

Lommel 69.

Longomontanus (Mondkrater) 51.

Lowell 80, 86.

Loewy 51, 67.

Mädler 50, 63. Magellanische Wolken 118 f. Mars 70 ff., 75, 77, 80 ff.

—    Kanäle 84ff.

—    Länder 82 f.

—    Meere 84, 86.

Mars, Polarflecke 81 f. Marsmonde 75.

Maunder 32.

Maury, Miß 102.

Maxwell 93.

Mayer, I. R. 37 f.

Mayer, T. 50.

Merkur 70 ff., 76, 78 f. Mesosiderite 101.

Messier (Mondkrater) 58. Meteore 96, 100 f. Meteorsteine 100 f.

Mira Ceti 120 ff. Mira-Typus 121 ff.

Mond 49 ff.

—    Albedo 60.

—    Aschfarbenes Licht 60.

—    Atmosphäre 61 f.

—    Ebenen 51 f.

—    Entstehung der Gebilde auf dem 65 ff.

—    Finsternisse 60.

—    Gebirge 51 ff.

—    Helligkeit 58 ff.

—    Karten 50 f.

—    Krater 51 ff., 63 ff.

—    Kraterebenen u. -gruben 53 f.

—    Meere 52.

—    Rillen 51 f., 54, 57.

—    Ringebenen und -gebirge 53.

—    Spektrum 61.

—    Strahlensysteme 58, 67.

—    Temperatur 62.

—    Veränderungen auf dem 62 ff.

—    Wallebenen 53 ff.

—    Wallkrater 56. Monochromatisches Licht 24,

27.

Morehouse 98.

Müller, G. 71, 73, 97, 116.

Nebelflecke 141 ff. Nebelsterne 141 f.

Nebulium 145.

Neison 64.

Neptun 70 f., 75, 77, 95. Neptunmond 75, 95.

Neue Sterne, Novae 118> 136 ff.

Nova Aurigae 136 ff.

—    Persei 1136, 138 ff. Nullpunkt, absoluter 9, 62.

Olbers loo.

Oppolzer, E. v. 43. Orionnebel 142, 145 f.

Pallas 73 f.

Parkhurst 73.

Penumbra 12 f. Phasenhelligkeit 69 f., 73. Phasenwinkel 70, 72 f. Photosphäre 10 ff., 17, 21 f., 33, 35, 40 ff. Photosphärisches Netz 11. Pickering, E. C. 102, 106.

108,111,118 ff., 130,138. Pickering, W. H. 34, 59, 64, Planetarische Nebel 141 f., 146.

Planeten 68 ff.

—    äußere 88 ff.

—    innere 78 ff.

Planetoiden 68, 70, 73 ff. Plejaden 147.

Polarisation 6.

Polarlicht 15.

Poren 12.

Praesepe 147. Protuberanzen 18 ff., 23 ff., 30 f., 42 f., 125.

Puiseux 51, 67.

Radialgeschwindigkeit 8,115. Radium 39.

Reiskörner 10 ff., 30. Repulsivkraft (der Sonne) 98 f.

Rhea 75.

Riccioli 50 f.

Ringnebel 141 f., 145 f. Rosse 62.

Rotation des Jupiter 90.

—    des Mars 80f.

—    des Merkur 78.

—    des Mondes 49.

—    des Neptun 95.

—    des Saturn 94.

—    der Sonne 13,16,31 ff., 42.

—    des Uranus 95.

—    der Venus 79 f. Rowland 20.

Saturn 70f., 75, 77, 91 ff. Saturnmonde 75 f., 94. Saturnring 77, 91 ff. Schäberle 47.

Register.

Abbot 36 f.

Adams 26, 32 f.

Albedo 60.

—    des Mondes 60.

—    der Planeten 70ff. Algol 120, 126 ff., 130. Algolsterne- und -typus 114,

121, 125 ff., 133, 135. Alpen (auf dem Mond) 56. Anderson 137 f. Andromedanebel 143 f. ^ngströmsche Einheit 6. Anomale Dispersion 43,140. Antalgolsterne und -typus 121, 125, 135 f. Apenninen (auf dem Mond) 56.

Arcturus 108 f.

Arrhenius 47.

Astrometrie 5.

Astrophysik, Aufgabe der 5. Atmosphäre des Jupiter 77, 90.

—    des Mars 70, 72, 77, 87.

—    des Merkur 70, 72, 77.

—    des Mondes 61 f.

—    des Neptun 77, 95.

—    des Saturn 77, 94.

—    des Uranus 77, 95.

—    der Venus 70, 72, 77,

79.

Balmersche Formel 106. Barnard 73, 92.

Beer 50, 63.

Belopolski 80.

Bessel 100.

Bianchini 79 f.

Blajko 101.

Bolometer 20.

Bond 91.

Brahe, Tycho 136.

Bredichin 100.

Brenner 80.

Bunsen 7.

Cannon, Miß 118. Carrington 16.

Cassini, I. D. 79.

—    I. 80, 91 f.

Ceraski 34.

Ceres 73 f.

Cerulli 88.

Chromosphäre 18, 23 f., 30, 41 ff.

Clavius (Mondkrater) 51. Coma Berenices 147. Croßley 143.

Curtius (Mondkrater) 57.

Daniel 98.

Deslandres 27, 95.

De Bico 80.

Dione 75.

Dopplersches. Prinzip 8, 32, 80, 139.

Draper-Katalog 111. Duncan 134.

Dunör 33.

Ebert, H. 66, 140. Eisenrneteoriten 101. Emden 39, 43.

Encke 92.

Erdmagnetismus 15.

Eros 75.

Euler 69.

Eunomia 74 f.

Evershed 12.

Fabricius, D. 122.

—    I. 14.

Faye^4l.

Feuerkugeln 100.

Fixsterne 101 ff.

Fixsterne, Entwicklungll2 ff.

—    Helligkeit 34, liess.

—    Spektra lOlff.

Flocculi 30 s., 33, 125. Franz 52, 56.

Fraunhofer 102. Fraunhofersche Linien 7,

20 ff., 46 f., 96.

Galilei 14, 50, 75.

Galle 91.

Gassendi (Mondkrater) 54f. 57.

Gegenschein 48. Gleichartigkeit des Stoffes 115.

Grammkalorie 9. Granulation 10 ff., 30. Größenklassen 116.

Hale 26 f., 29 ff., 110.

Hall 91.

Halm 33, 140.

Helligkeit der Fixsterne 34, 116 ff.

—    der Kometen 97 f.

—    des Mondes 58 ff.

—    der Mondphasen 59.

—    der Planeten 68 ff.

—    der Sonne 34 f. Helligkeitsänderungen dev

Fixsterne 118 ff.

—    der Jupitermonde 75 f. —^ der Kometen 97.

—    der Nebelflecke 146.

—^dermeuen^Sterne 137 f

—    der Planetoiden 75.

—    der Saturnmonde 7M-Helmholtz, v. 38 f.

Herschel, W. 39.

Hertha 75.

Hevelius 50.

Horrebow 14.    Mars, Polarflecke 81 f.

Huggins 104, 106ff., 111, Marsmonde 75.

Maunder 32.

Maury, Miß 102.

Maxwell 93.

Mayer, I. R. 37 f.

Mayer, T. 50.

Merkur 70ff., 76, 78f. Mesosiderite 101.

Messier (Mondkrater) 58. Meteore 96, 100 f. Meteorsteine 100 f.

Mira Ceti 120 ff. Mira-Typus 121 ff.

Mond 49 ff.

— Albedo 60.

— Aschfarbenes Licht 60. — Atmosphäre 61 f.

— Ebenen 51 f.

— Entstehung der Gebilde auf dem 65 ff.

— Finsternisse 60.

—    Gebirge 51 ff.

—    Helligkeit 58 ff.

—    Karten 50 f.

—    Krater 51 ff., 63 ff.

—    Kraterebenen u. -gruben 53 f.

—    Meere 52.

—    Rillen 51 ft, 54, 57.

—    Ringebenen und -gebirge 53.

—    Spektrum 61.

—    Strahlensysteme 58, 67.

—    Temperatur 62.

—    Veränderungen auf dem 62 ff.

—    Wallebenen 53 ff.

—    Wallkrater 56. Monochromatisches Licht 24,

Morehouse 98.

Müller, G. 71, 73, 97, 116.

Nebelflecke 141 ff. Nebelsterne 141 f.

Nebulium 145.

Neison 64.

Neptun 70 ft, 75, 77, 95. Neptunmond 75, 95.

Neue Sterne, Novae 118-136 ff.

Nova Aurigae 136 ff.

—    Persei1136, 138 ff. Nullpunkt, absoluter 9, 62.

144.

Huhgens 80, 91.

Hyginus (Mondkrater) 64.

Janssen 10 f., 18.

Japetus 75.

Iris 74 f.

Julius 43.

Juno 73 f.

Jupiter 70 f., 75, 77, 88 ff. Jupitermonde 75 f., 91.

Kalziumlinien H und K 21, 28 ft.

Kant - Laplacesche Theorie 38, 65.

Kapteyn 112.

Kaukasus (auf dem Monde) 56.

Keeler 94, 143.

Kempf 116.

Kepler 94.

Kernfleck 12 f.

Kirchhofs 7, 40.

Klein 63 f.

Kometen 95 ff. Kometenschweif-Typen 99. Konkoly, v. 101.

Korona 18, 24, 44 ff. Koronium 47.

Lambert 60, 69.

Langley 20, 36 ft Langrenus 50, 52.

Lassell 93.

Leibnizberge (auf dem Mond) 57.

Lichtdruck 47 ft, 98 f.

Linn6 (Mondkrater) 63 f. Lockyer 18.

Lohrmann 50, 63.

Lohse 12.

Lommel 69.

Longomontanus (Mondkrater) 51.

Lowell 80, 86.

Loewy 51, 67.

Mädler 50, 63. Magellanische Wolken 118 f. Mars 70 ff., 75, 77, 80 ff.

—    Kanäle 84 ff.

—    Länder 82 f.

—    Meere 84, 86.

Olbers 100.

Oppolzer, E. v. 43. Orionnebel 142, 145 f.

Pallas 73 f.

Parkhurst 73.

Penumbra 12 f. Phasenhelligkeit 69 f., 73. Phasenwinkel 70, 72 f. Photosphäre 10 ff., 17, 21 f., 33, 35, 40 ff. Photosphärisches Netz 11. Pickering, E. C. 102, 106.

108,111,118 ff., 130,138. Pickering, W. H. 34, 59, 64, Planetarische Nebel 141 f., 146.

Planeten 68 ff.

—    äußere 88 ff.

—    innere 78 ff.

Planetoiden 68,. 70, 73 ff. Plejaden 147.

Polarisation 6.

Polarlicht 15.

Poren 12.

Praesepe 147. Protuberanzen 18ff., 23 ff., 30 f., 42 f., 125.

Puiseux 51, 67.

Radialgeschwindigkeit 8,115. Radium 39.

Reiskörner 10 ff., 30. Repulsivkraft (der Sonne) 98 f.

Rhea 75.

Riccioli 50 f.

Ringnebel 141 f., 145 f. Rosse 62.

Rotation des Jupiter 90.

—    des Mars 80 f.

—    des Merkur 78.

—    des Mondes 49.

—    des Neptun 95.

—    des Saturn 94.

—    der Sonne 13,16,31 ff., 42.

—    des Uranus 95.

—    der Venus 79 f. Rowland 20.

Saturn 70f., 75, 77, 91 ff. Saturnmonde 75 f., 94. Saturnring 77, 91 ff. Schäberle 47.

— des W

146 f.

Scheiner, Chr. 14. Scheiner, I. 145. Schiaparelli 78, 80 f., 83 ff. Schmidt, A. 43.

Schmidt, 1.51, 54,57, 63 f. Schröter 50 f., 57, 73, 80. Schuster 15.

Schwabe 14.

Schwarzer Körper 35 f. Secchi 18, 41, 100, 102. Seeliger, v. 60, 69, 71, 93, 140.

Slipher 77, 80. Solarkonstante 36 f.

Sonne 9 ff.

—    Dichte 10.

—    Elemente auf der 21.

—    Größe 10.

—    Helligkeit 34 f.

—    Magnetische Felder auf der 26f.

—    Masse 10.

—    Rotation 13, 16, 31 ff., 42.

—    Temperatur 35 ff. Sonnenchromosphäre siehe

Chromosphäre. Sonnenfackeln 16 f., 25, 30. Sonnenfinsternis 17 f., 22 f., 44 ff.

Sonnenflecke 12 ff., 19,25 ff., 30ff., 39 f., 42,108 f., 125.

—    Periodizität der 14 ff., 42.

Sonnenkorona sieheKorona. Sonnenphotosphäre siehe Photosphäre.

Sonnenprotuberanzen siehe Pro tuberanzen. Sonnenspektrum sieheSpek-trum.

Sonnentheorien 39 ff. Spektralanalyse 7f. Spektralklassen, Bogelsche 102 ff.

—    Häufigkeit 111.

—    Berteilung 111. Spektroheliograph 27. Spektroheliographifche Aufnahmen 27 ff.

Spektroskop 6.

Spektrum, Absorptions- 7.

—    Banden- oder Bänder-7, 26.

—    der Chromosphäre 23 f..

106.

—    Emissions- 7.

—    der Fixsterne 101 ff., 147.

—    des Flash 22 ff.

—    des Heliums 23 f. .

—    des Jupiter 77.

—    der Kometen 96 ff.

—    kontinuierliches 6 ff.

—    der Korona 46 f.

—    des Mars 77.

—    des Merkur 76.

—    der Meteore 100f.

—    des Mondes 61.

—    der Nebelflecke 137, 139, Ulfs.

—    des Neptun 77.

—    der neuen Sterne 137 ff.

—    der Planeten 76 ff.

—    der Planetoiden 78.

—    der Protuberanzen 24f.

—    des Saturn 77.

—    des Saturnringes 77.

—    der Sonne 20 ff., 103,

108.

—    der Sonnenfackeln 25.

—    der Sonnenflecke 25 ff., 108 f.

—    der Trabanten 78.

—    des Uranus 77.

—    der Venus 77.

—    der veränderlichen Sterne 121 ff., 127 f., 130, 133 f., 136.

asserstoffs 106 f.

—    des Zodiakallichts 49. Spiralnebel 141 ff.

Spörer 16.

Stefansches Strahlungsgesetz 35 f.

Steinmeteoriten 101. Sternhaufen 135 f., 141,

Sternschnuppen 100. ©tonet) 61.

Tellurische Linien 22. Temperatur, absolute 9.

Temperatur des Mondes 62. — der Sonne 35 ff.

Tethys 75.

Titan 75.

Trabanten der Planeten 75 f.

Trouvelot 93.

Tycho (Mondkrater) 51, 58.

Ultrarot 8, 20.

Ultraviolett 8, 20. Umkehrende Schicht 22 f., 28, 41.

Unregelmäßige Nebel 141 f. — Veränderliche 121 f. Uranus 70 f., 75, 77, 94 f. Uranusmonde 75, 94.

Venus 70 ff., 77, 79 f. Veränderliche (Sterne)

118 ff.

—    Anzahl 118.

—    Bezeichnung 118.

—    Klassen 120 ff.

—    Lichtkurve 119.

—    Periode 119 ff.

Very 62.

Vesta 73 f.

Billiger 78 f.

Vogel 32, 77, 97,102,104 f., 107, HO ff., 120, 127

Wärmestrahlen 8, 20.

Wega 104, 106 f. Wellenlänge 6.

Wellsscher Komet 97. Wiensches Gesetz 36, 114. Wilsing 145.

Wilson 14, 39 f.

Wislicenus 89.

Wolf, R. 14.

Wolf-Rayet-Sterne 103, 110 ff., 139, 145.

Noung 41 f.

Zeeman-Effekt 27. Zodiakallicht 48f.i Zöllner 18, 41, 100.

Sammlung so Pf. (Höschen

Jeder Band in Leinw. geb.

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von

Eid-

(1517

— — III:

Vom

Frieden bis des alten Reichs (1648—1806). Nr. 35.

--siehe auch: Quellenkunde.

Deutsche Grammatik und kurz« schichte der deutschen Sprache von S Prof. Dr. O. Lyon in Dresden. Nr. 20. Deutsche Kandelskorrespondenz von Professor Th. de Beaux, Officier de 1'Insiruction Publique. Nr. 182. Deutsches Kanüetsrecht von Dr. Karl Lehmann. Prof, an der UniDerfität Göttingen. 2 Bde. Nr. 457 u. 458. Deutsche Heldensage, Die, von Dr. Otto Luitpold Iiriczek. Professor an der Universität Würzburg. Nr. 32. Deutsches ärotonialrecht von Dr. K. Edler von Koffmann, Professor an der Kgl. Akademie Posen. Nr. 318.

Cbemie d. Kohlenstossverbindungen

v. Dr. Kugo Bauer, Assistent am chem. Laboratorium der Kgl. Techn. Koch-schule Stuttgart. I. II: Aliphatische Verbindungen. 2 Teile. Nr. 191. 192.

--III: Karbocyklische Verbindungen.

Nr. 193.

- — IV: Keterocyklische Verbindungen. Nr. 194.

—    Organische» von Dr. Jos. Klein in Mannheim. Nr. 38.

—    Pharmazeutische, von Privatdozent Dr. E. Mannheim in Bonn. 3 Bändchen. Nr. 543/44 u. 588.

—    Physiologisch«

A. Legahn in B Mit 2 Tafeln. Nr. 240.

--II: Dissimilation. M. 1 Taf. Nr.241.

—    Toxikologische, von Privatdozent Dr. E. Mannheim in Bonn. Mit 6 Abbildungen. Nr. 465.

Ehemische Industrie, Anorganische» von Dr. Gust. Rauter i. Charlottenburg. I: Die Leblancsodaindustrie und ihre Nebenzweige. Mit 12 Taf. Nr. 205. --II: Salinenwesen. Kalisalze, Düngerindustrie und Verwandtes. Mit 6 Tafeln. Nr. 206.

---III: Anorganische chemische Präparate. Mit 6 Tafeln. Nr. 207. Chemische Technologie» Allgemeine» von Dr. Gust. Rauter in Charlottenburg. Nr. 113.

Chemisch - Technische Analyse

Dr. G. Lunge, Professor an der genössischen Polytechnischen Schule in Zürich. Mit 16 Abbild. Nr. 195. ChristlichenLiteraturendesOrients» Die, von Dr. Anton Baumstark.

I: Einleitung. - Das christlich-aramäische u. d. koptische Schrifttum. Nr. 527.

--II: Das christl.-arab. u. das äthiop.

Schrifttum. — Das christl. Schrifttum d. Armenier und Georgier. Nr. 528. Dampfkessel, Die. Kurzgefaßtes Lehrbuch mit Beispielen für das Selbststudium und den praktischen Gebrauch von Oberingenieur Friedrich Barth in Nürnberg. I: Kesselsysteme und Feuerungen. Mit 43 Figuren. Nr. 9.

—    — II: Bau und Betrieb der Dampfkessel. Mit 57 Figuren. Nr. 521.

Dampfmaschinen, Die. Kurzgefaßtes Lehrbuch mit Beispielen für das Selbst, ftudium und den praktischen Gebrauch von Friedrich Barth. Oberingenieur in Nürnberg. 2 Bdchn. I: Wärme-theoretische und dampftechnische Grundlagen. Mit 64 Figuren. Nr. 8.

--II: Bau und Betrieb der Dampf-

Maschinen. Mit 109 Fig. Nr. 572.

Dampfturbinen» Die» ihre Wirkungsweise und Konstruktion von Ingenieur Kenn. Wilda, Prof. a. staatl. Technikum i. Bremen. Mit 104 Abb. Nr. 274.

Desinfektion von Dr. M. Christian, Stabsarzt a. D. in Berlin. Mit 18 Ab-bildungen. Nr. 546.

Determinanten v.P. B. Fischer, Oberl.a. d. Oberrealsch. z. Groh-Lichterf. Nr.402.

Deutsche Altertümer von Dr. Franz Fuhse. Direktor d. städt. Museums in Braunschweig. Mit 70 Abb. Nr. 124.

Deutsche Fortblldungsschulwesen, Das, nach feiner geschichtlichen Entwick-lung u. in seiner gegenwärt. Gestaltv.K. Siercks. Revisor gewerbl. Fortbildungsschulen in Schleswig. Nr. 392.

Deutsches Fremdwörterbuch von Dr. Rudolf Kleinpaul in Leipzig. Nr. 273.

Deutsche Geschichte von Dr. F. Kurze, Prof. a. Kgl. Luisengymnaf. i. Berlin. I: Mittelalter (bis 1519). Nr. 33.

--II: Zeitalter der Reformation

und der Religionskriege bis 1648). Nr. 34.

Westfälischen ur Auflösung

e Ge-chulr.

- II:

Deutsche Kulturgeschichte von Dr.

Reinh. Günther. Nr. 56.

Deutsches Leben im 12. u. 13. Jahrhundert. Realkommentar zu den Volks- u. Kunstepen u. zum Minnesang. Von Prof. Dr. Jul. Dieffenbacher in Freiburg i. B. I: Öffentliches Leben. Mit zahlreichen Abbildungen. Nr. 93. — II: Privatleben. Mit zahlreichen

von

an der

» von a. Rh.

Deutsche Kolonien. I: Togo und Kamerun von Prof. Dr. K. Dove. Mit 16 Taf. u. 1 lithogr. Karte. Nr. 441.

Das Südseegediet und Kiau-lschou von Prof. Dr. K. Dove. Mit 16 Tafeln u. 1 lithogr. Karte. Nr. 520. III: Osiafrika von Prof. Dr. K. Dove. Mit 16 Tafeln und 1 lithogr. Karte. Nr. 567.

Abbildungen. Nr. 328.

Deutsche Literatur des 13. Jahrhunderts. Die Epigonen des höfischen Epos. Auswahl a. beut« scheu Dichtungen des 13. Jahrhunderts von Dr. Viktor Junk, Aktuarius der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften in Wien. Nr. 289.

Deutsche Literaturdenkmäler des 14. u. 15. Jahrhunderts. Ausge-wählt und erläutert von Dr. 55ermann Janhen, Direktor der Königin Luise-Schule in Königsberg i. Pr. Nr. 181.

-    16. Jahrhunderts. 1: Martin Luther und Thom. Murner. Ausgewählt und mit Einleitungen und Anmerkungen versehen von Prof. G. Berlit. Oberlehrer am Nikolaigymnasium zu Leipzig. Nr. 7.

-    — II : Kans Sachs. Ausgewählt u. erläutert v. Prof. Dr. I. Sahr. Nr. 24.

--III: Von Braut bis Rollen-

hagen: Vrant» Kutten, Fischart, sowie Tierepos und Fabel. Ausgewählt und erläutert von Professor Dr. Julius Sahr. Nr. 36.

-    des 17. und 18. Jahrhunderts bis Klopftock. I: Lyrik von Dr. Paul Legband in Berlin. Nr. 364.

--11: Prosa von Dr. 55ans Legband

in Kassel. Nr. 365.

Deutsche Literaturgeschichte Dr. Max Koch. Professor c Universität Breslau. Nr. 31.

--der Klaffikerzeit von Carl Weitbrecht. durchgesehen und ergänzt von Karl Berger. Nr. 161.

Deutsche Literaturgeschichte öes -es 19. Jahrhunderts von Carl Weitbrecht, neu bearbeitet von Dr. Rich. Weitbrecht in Wimpfen. I. II. Nr. 134. 135.

Deutschen Mundarten» Die» v. Prof.

Dr. 55. Reis in Mainz. Nr. 605. Deutsche Mythologie. Germanische Mythologie von Dr. Eugen MogK. Prof. a. d. Univers. Leipzig. Nr. 15. Deutschen Personennamen» Die» v.

Dr. Rud. Kleinpaul i. Leipzig. Nr. 422. Deutsche Poetik von Dr. ft. Borinski.

Prof, an d. Univ. München. Nr. 40. Deutsche Redelehre von 55ans Probst.

Gymnasialprof. in Bamberg. Nr. 61. Deutsche Schule, Die, im Auslande von 55ans Amrhein. Seminar-Ober lehrer in Rheydt. Nr. 259. Deutsches Seerecht v. Dr.Otto Brandts. Oberlandesgerichtsrat in Hamburg. I. Allgemeine Lehren: Personen und Sachen des Seerechts. Nr. 386.

--II. Die einzelnen seerechtlichen

Schuldverhältnisse: Verträge des Seerechts und auhervertragliche Haftung. Nr. 387.

Deutsche Stammeskunde v. Dr. Ru-

dolf Much, a. o. Prof, an der Univerf. Wien. Mit 2 Kart. u. 2 Taf. Nr. 126. Deutsches Ilnterrichtswesen. Geschichte des deutschen linier* richtswesens v. Prof. Dr. Friedrich Seiler. Direktor des Kgl. Gymnasiums zu Luckau. 1: Von Anfang an bis zum Ende des 18. Jahrhunderts. Nr. 275.

--II: Vom Beginn d. 19. Jahrhund.

bis auf die Gegenwart. Nr. 276. Deutsche Urheberrecht» Das, an lite. rarifchen. künstlerischen und gewerb-lieben Schöpfungen, mit besonderer Be-rücksichtigung der internationalen Ver-träge von Dr. Gustav Rauter. Patentanwalt in Charlottenburg. Nr. 263. Deutsche Volkslied» Das, ausgewählt und erläutert von Professor Dr. Jul. Sahr. 2 Bändchen. Nr. 25 u. 132. Deutsche Wehrverfassung von Kar! Endres, Geheimer Kriegsrat und vor-trag. Rat im Kriegsminifterium in München. Nr. 401.

Deutsches Wörterbuch v. Dr. Richard Loewe. Nr. 64.

Deutsche Jeitungswesen, Das

Dr. Robert Brunhuber in Köln o Nr. 400.

an

126

- Die

Deutsches Zivilprozeßrecht von Professor Dr. Wilhelm Kisch in Straßburg i. E. 3 Bände. Nr. 428—430.

Dichtungen aus mittelhochdeutscher Frützzeit. In Auswahl mit Einltg. u. Wörterb. herausgegeb. v. Dr. Kerm. Ianhen, Direktor der Königin Luise-Schule in Königsberg i. Pr. Nr. 137.

Dietrichepsn. Kudrun und Dietrich-epen. Mit Einleitung und Wörterbuch von Dr. O. L. Iiriczek, Professor der Universität Würzburg. Nr. 10.

Differentialrechnung von Dr. Frdr. Junker. 92chlor des Realgymnasiums und der Oberrealschule in Göppingen. Mit 68 Figuren. Nr. 87.

—    Repetitorium u. Aufgabensammlung zur Differentialrechnung von Dr. Frdr. Junker, Rektor des Realgymnasiums u. d. Oberrealschule in Göppingen. Mit 46 Fig. Nr. 146.

Drogenkunüe von Rich. Dörstewitz in Leipzig und Georg Ottersbach in Kamburg. 92r. 413.

Druckwasser- und Druckluft-Anlagen. Pumpen, Druckwasser- und Druckluft-Anlagen von Dipl.-Ingen. Rudolf Dogdt, Regierungsbaum. a. D. in Aachen. Mit 87 Fig. Nr. 290.

Eddalieder mit Grammatik, Übersetzung und Erläuterungen von Dr. Wilhelm Nanisch, Gymnasial-Oberlehrer in Osnabrück. 91r. 171.

Ciferrbahnba«. Die Entwicklung des modernen Eifenbahnbaues von Dipl.-Fng. Alfred Birk, o. ö. Prof, a. d. k. k. Deutsch. Techn. Kochschule in Prag. 922it 27 Abbild. Nr. 553.

Eisenbahnfahrzeuge von K. Kinnen-thal. Regierungsbaumeister u. Ober-ingenieur in Kannover. I: Die Lokomotiven. Mit 89 Abbildungen im Text und 2 Tafeln. 91 r. 107.

—    — II: Die Eisenbahnwagen u. Bremsen. Mit Anhang: Die Eisenbahn-fahrzeuge im Betrieb. 922U 56 Abb. im Text und 3 Tafeln. Nr. 108.

Eisenbahnpolitik. Geschichte der deutschen Eisenbahnpolitik von Betriebsinspektor Dr. Edwin Kech in Karlsruhe i. B. Nr. 533.

Effenbetonbas, Der, v. Reg.-Baumeist. Karl Roßte. Mit 75 Abbild. Nr. 349.

Cisenhürkenkunde von A. Krauß, dipl. Kütteningenieur. I: Das Roheisen. Mit 17 Figuren u. 4 Tafeln. Nr. 152.

Eisenhüttenkunde II: Das Schmied-eisen. Mil 25 Fig. u. 5 Taf Nr. 155.

Eifenkonstruktisnen im Kvchbau von Ingenieur Karl Schindler in Meißen. Mit 115 Figuren. Nr. 322.

Eiszeitalter, Das, v. ür. Emil Wetth in Berlin-Wilmersdorf. Mit 17 Ab-bildungen und 1 Karte. Nr. 431.

Elaskizilätslehre für Ingenieure 1: Grundlagen und Allgemeines über Spannungszustänüe» Zylinder, Ebene Platten» Torsion, Gekrümmte Träger. Don Dr.-Ing. Max Enßlin, Professor an der König!. Baugewerkschule Stuttgart und Privatdozent an der Techn. Kochschule Stutt-gart. Mit 60 Abbild. Nr. 519.

Elektrischen Meßinstrumente, Die, von I. Kerrmann, Professor an der Technischen Kochschule in Stuttgart. Mit 195 Figuren. Nr. 477.

Elektrische Telegraphie, Die» von Dr.Lud.Rellstab. 321. 19 Fig. Nr. 172.

Elektrizität. Theoret. Physik III: Elektrizität u. Magnetismus von Dr. Gust. Jäger, Prof. a. d.Techn.Koch-schule in Wien. Mit33Abb. Nr. 78.

Elektrochemie von Dr. Keinr. Danneel in Gens. 1: Theoretische Elektrochemie und ihre physikalisch-chemischen Grund-lagen. Mit 16 Figuren. Nr. 252.

--II: Experimentelle Elektrochemie.

Meßmethoden, Leitfähigkeit. Lösungen. Mit 26 Figuren. Nr. 253.

Elektromagnet. Lichttheorie. Theoretische Physik IV: Elektromagnetische Lichttheorie u. Elektronik von Professor Dr. Gust. Jäger in Wien. Mit 21 Figuren. Nr. 374.

Elektrometallurgie von Dr. Friedr. Regelsberger. Kaiser!. Regienmgsrat in Steglitz-Berlin. 922.16 Fig. 92r. 110.

Elektrotechnik. Einführung in die Starkstromtechnik v. I. Kerrmann. Prof. d. Elektrotechnik an der Kgl. Techn. Kochschule Stuttgart. I: Die physikalischen Grundlagen. Mit 95 Fig. u. 16 Taf. Nr. 196.

---II: Die Gleichstromtechnik. Mit

118 Figuren und 16 Tafeln. Nr. 197. — III: Die Wechselstromtechnik. Mt! Figuren und 16 Tafeln. Nr. 198. Materialien des Maschinenbaues und der Elektrotechnik v. Ingenieur Professor Kermann Wilda in Bremen. Mit 3 Abbild. Nr. 476.

En

der Tiere

III: Wä-erel und

Wilhelm

Massot. Professor an der Preußischen höheren Fachschule für Textilindustrie in Krefeld. Mit 28 Figuren. Nr. 186;

Feldgeschütz, Das moderne» von Oberstleutnant W.Heydenreich, Militärlehrer an d. Militärtechn. Akademie in Berlin. I: Die Entwicklung des Feldgeschützes seit Einführung des gezogenen Infanteriegewehrs bis einschl. der Erfindung des rauchl. Pulvers, etwa 1850 bis 1890. M. 1 Abb. Nr. 306.

— II: Die Entwicklung des heutigen Feldgeschützes auf Grund der Erfindung des rauchlosen Pulvers, etwa 1890 bis _ .    „    ^    zur Gegenwart. Mit 11 Abb. Nr. 307.

®1w8nCt”5mDr⁵*Ä?^iVtr,: SÄÄ’S®",’ Dmi?47Ct

SÄÄttÄ °u»n«nd.T«!°.. Nr. ,55.

Mit 17 Abbild, und 5 Tafeln. Nr. 175. Festigkeitslehre von W. Hauber, Dip-Erdteile, Länderkunde der außer- lom-Ingenieur. Mit 56 Fig. Nr. 288. europäischen, von Dr. Franz Heide- ~ Aufgabensammlung zur Festig -rieb, Professor an der Exportakademie keitslehre mit Lösungen von N. in Wien. Mit 11 Textkärtchen und Karen, Diplom-Ingenieur in Mann-Profilen. Nr. 63.    beim. Mit 42 Figuren. Nr. 491.

Ernährung und Nahrungsmittel v.

Oberstabsarzt Professor K. Bischofs in Berlin. Mit 4 Abbildungen. Nr. 464.

Ethik von Professor Dr. Thomas Ache-tis in Bremen. Nr. 90.

Europa, Länderkunde von» von Dr.

Franz Heiderich. Professor an der Exportakademie in Wien. Mit 14 Text-dartchen und Diagrammen und einer Karte der Alpeneinteilung. Nr. 62.

Elsaß-Lothringen, Landeskunde v.»

Prof. Dr. R. Langenbeck in Straß-burg i.E. M. 119Ibb.it. IKarte. Nr. 215.

Englisch - deutsches Gefprächsbuch von Professor Dr. E. Hausknecht in Lausanne. Nr. 424.

Englische Geschichte von Prof. L. Ger-

*'~m Overlehrer in Düsseldorf. Nr. 375. glische Handelskorrespondenz o. E. E. Whitfield, M. A., Oberlehrer an King Edward VII Grammar School in King's Lynn. Nr. 237.

Englische Lileraturgeschichte von Dr. Karl Weiser in Wien. Nr. 69.

--Grundzüge und Kaupttypen

der englischen Literaturgeschichte von Dr. Arnold M. M. Schröer, Prof, an der Handelshochschule in Köln. 2 Teile. Nr. 286, 287.

Entwicklungsgeschichte

von Dr. Johannes Meisenheimer, Professor der Zoologie an der Universität Jena. 1: Furchung. Primitivanlagen . Larven. Formbildung. Embryonalhüllen. Mit 48 Fig. Nr. 378.

--II: Organbildung. Mit 46 Fig.

Nr. 379.

Epiaonen, Die, des höfischen Epos.

Auswahl aus deutschen Dichtungen des 13. Jahrhunderts von Dr. Viktor Zunk, Aktuarius der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften in Wien. Nr. 289.

Exkursionsslora von Deutschland

zum Bestimmen der häufigeren in Deutschland wildwachsenden Pflanzen von Dr. W. Migula, Professor ander Forstakademie Eisenach. 2 Teile. Mit je 50 Abbildung. Nr. 268 u. 269.

Explosivstoffe. Einführung in die Che-mie der explosiven Vorgänge von Dr. Ä. Brunswig in Steglitz. Mit 6 Abbildungen und 12 Tab. Nr. 333.

Familienrecht. Recht des Bürgerlichen Gesetzbuches. Viertes Buch: Familienrecht von Dr. Heinrich Titze, Professor an der Universität Göttingen. Nr. 305.

Färberei. Texlil-Jndustrie scheret, Bleicherei, Färb ihre Kilssstosfe von Dr.

Fette, Die» und Sle sowie die Seifen-u. Kerzenfabrikat, u. d. Harze, Lacke. Firnisse m. ihren wichtigst. Hilfsstosfen von Dr. Karl Braun in Berlin. I: Ein-führ. in die Chemie, Besprech. einiger Salze u. d. Fette und Öle. Nr. 335.

--II: Die Seifenfabrikation. die

Seifenanalyse und die Kerzenfabrikation. Mit 25 Abbild. Nr. 336.

--III: Karze, Lacke. Firnisse. Nr. 337.

Feuerwaffen.

ge-

1850.

von

de V

Geschichte der samten Feuerwaffen dis

Die Entwicklung der Feuerwaffen von ihrem ersten Auftreten bis zur Ein-führung der gezogenen Hinterlader, unter besonderer Berücksichtigung der Heeresbewaffnung v. Hauptmann a. D. W. Gohlke, Steglitz-Berlin. Mit 105 Abbildungen. Nr. 530.

Filzfabrikalion. Textil - Industrie II: Weberei, Wirkerei, Posa-mentiererei, Spitzen- und Gar-dinenfabrikation und Filzsabri-kation von Professor Max Gürtler, Geh. Regierungsr. im Kgl. Landesgewerbeamt z. Berlin. M. 29Fig. Nr.185.

Finsnzsysleme d. Großmächte, Die» (Internationales Staats- u. Gemeinde-Finanzwesen) von O. Schwarz. Geh. Oberfinanzrat in Berlin. Zwei Bändchen. Nr. 450 und 451.

Finanzwissenschast von Präsident Dr. R. van der Borght in Berlin. I: Allgemeiner Teil. Nr. 148.

— —- II: Besonderer Teil (Steuerlehre). Nr. 391.

Finnisch - ugrische Sprachwissenschaft von Dr. Josef Szinnyei, Prof, an der Universität Budapest. Nr. 463.

Finnland. Landeskunde des Europäischen Rußlands nebst Finnlands von Professor Dr. A. Philipp-son in Kalle a. S. Nr. 359.

Firnisse. Karze, Lacke, Firnisse von Dr. Karl Braun in Berlin. (Fette und Öle 111.) Nr. 337.

Fische. Das Tierreich IV: Fische

von Professor Dr. Max Raucher in Neapel. Mit 37 Abbild. Nr. 356.

Fischerei und Fischzucht von Dr. Karl Eckstein. Professor an der Forst-akademie Eberswalde, Abteilungsdirigent bei der Hauptstation des forstlichen Versuchswesens. Nr. 159.

Flora. Exkurfionsflora von Deutschland zum Bestimmen der häufigeren in Deutschland wildwachsenden Pflanzen von Dr. W. Migula, Prof, an der Forstakademie Eisenach. 2 Teile. Mit je 50 Abbildungen. Nr. 268, 269.

Flußbau von Regierungsbaumeister Otto Rappold in Stuttgart. Mit vielen Abbildungen. Nr. 597.

goreitHfcfg Psychiatrie von^Professor:

anfialt Frledrichsberg in Hamburg. Zwei Bändchen. Nr. 410 und 411. Forstwissenschaft von Dr. Ad. Schwap- ■ pach, Prof. a. d. Forstakademie (Übers- ■ walde, Abteilunasdirig. bei d. Haupt- ■ station d. forsti. Versuchswes. Nr. 106. Forkbildungsfchulwesen» Das deutsche, nach seiner geschichtl. Entwicklung i und in seiner gegenwärt. Gestalt von ß. Siercks, Revisor gewerbl. Fortbildungs-schulen in Schleswig. Nr. 392.

Franken. Geschichte Frankens von

Dr. Christ. Meyer, Kgl. prerch. Staatsarchivar a. D. in München. Nr. 434.

Frankreich. Französische Geschichte von Dr. R. Sternseld, Professor an d. Universität Berlin. Nr. 85.

Frankreich. Landesk. v. Frankreich v. Dr. Richard Neuse, Direkt, d. Ober-Realschule in Spandau. 1. Bändchen. Mit 23 Abbild, im Text und 16 Land-schaftsbildern auf 16 Tafeln. Nr. 466.

--2. Bändchen. Mit 15 Abbild, im

Text, 18 Landschaftsbildern auf 16 Tafeln und einer lithogr. Karte. Nr. 467.

Französisch - deutsches Gesprächsbuch von C. Francillon. Lektor am orientalisch. Seminar u. an b. Handelshochschule in Berlin. Nr. 596.

FranzösischeKandelskorrespondenz Professor Th. de Beaux, Officier Instruction Publique. Nr. 183.

Fremdwort, Das, im Deutschen von Dr. Rud. Kleinpaul in Leipzig. Nr. 55.

Fremdwörterbuch, Deutsches» von Dr. Rud. Kleinpaul in Leipzig. Nr.273.

Fuge. Erläuterung und Anleitung zur Komposition derselben v. Prof. Stephan Krehl in Leipzig. Nr. 418.

Funktionentheorie, Einleitung in die, (Theorie der komplexen Zahlenreihen) von Max Rose, Oberlehrer an der Goetheschule in Deutsch-Wil-mersdorf. Mit 10 Figuren. Nr. 581.

Fußartillerie, Die, ihre Organisation, Bewaffnung und Ausbildung von Spielt, Oberleutnant im Lehrbataillon der Fußartillerie-Schießfchule u. Bier-mann,. Oberleutnant in der Versuchs-batterie der Artillerie - Prüfungskommission. Mit 35 Figuren. Nr. 560.

Gar-rnenfabrlkalion. Textilindu- Geometrie, Analytische, -. Raumes ftrie II: Weberei, Wirkerei,    v. Prof. Dr. M. Simon in Straftburg.

Posamentiererei, Spitzen- und    Mit 28 Abbildungen. Ar. 89.

Gardinenfabrikation und Fitz---Aufgabensammlung zur Ana-

am

sabrikation v.Professor Max Gürtler. lytischen Geometrie des Raumes Geh. Regierungsrat im König!. Landes- von O. Th. Bürklen, Professor gewerbeamt zu Berlin. Mit29Figuren. König!. Realgymnasium in Schwab.-Ar 185    Gmünd. Mit 8 Figuren. Nr. 309.

Gas- und Wasserinftallationen mit Einschluß der Abortanlagen von

Professor Dr. phil. und Dr.-Ingen. Eduard Schmitt in Darmstadt. Mit l 19 Abbildungen. Nr. 412.

Gaskraftmaschinen, Die» von Ing. Alfred Kirschke in Kiel. Mit 55 Figuren. Nr. 316.

Gasthäuser und Kötels von Architekt Max Wähler in Düsseldorf. 1: Die Bestandteile und die Einrichtung des Gasthauses. Mit 70 Figuren. Nr 525.

---II: Die verschiedenen Arten von

Gasthäusern. Mit 82 Fig. Nr. 526.

Gebirgsartillerie. Die Entwicklung der Gebirgsartillerie von Kluft-mann. Oberst 1. Feldartillerie-Brigade in Königsberg i. Pr. Mit 78 Bildern und Übersichtstafeln. Nr. 531.

Genossenschaftswesen, Das» in Deutschland von Dr. Otto Lindecke in Düsseldorf. Nr. 384.

Geodäsie. Vermessungskunde von

Diplom-Ing. P. Werkmeister. Oberlehrer an der Kaiser!. Technisch. Schule in Straftburg i. E. I: Feldmessen und Nivellieren. Mit 146 Abbild. 11: Der Theodolit. Trigonometrische und barometrische Köhenmessung. Tachymetrie. Mit 109 Abbildungen. Nr. 468 u. 469.

Geologie in kurzem Auszug für Schulen und zur Selbstbelehrung zusammengestellt von Professor Dr. Eberh. Fraas in Stuttgart. Mit 16 Abbildungen und 4 Tafeln mit 51 Figuren. Nr. 13.

Geometrie» Analytische» der Ebene

von Professor Dr. M. Simon in Straft* bürg. Mit 57 Figuren. Nr. 65.

--Aufgabensammlung zur Analytischen Geometrie der Ebene von O. Th. Bürklen. Professor am König!. Realgymnasium in Schwäb.-Gmünd. Mit 32 Figuren. Nr. 256.

Darstellende,,). Dr. Robert Kauftner. Professor an der Universität Jena. l. Mit N0 Figuren. Nr. 142.

--II. Mit 40 Figuren. Nr. 143.

— Ebene, von G. Mahler, Professor am Gymnasium in Ulm. Mit 111 zweifarbigen Figuren. Nr. 41.

II*

und Kommandeur der

— Projektive, in synthet. Behandlung von Dr. Karl Doehlemann, Professor an der Universität München. Mit 91 Figuren. % 72. Geometrische Optik, Einführung in die, von Dr. W. äöinrichs in W mersdorf-Berlin. Nr. 532. Geometrisches Zeichnen von K.Becker, Architekt und Lehrer an der Baugewerkschule in Magdeburg, neubearbeitet von Professor 5. Bonderlinn in Münster. Mit 290 Figuren und 23 Tafeln im Text. Nr. 58. Germanische Mythologie von Dr. E.

DO I

Mogk, Prof. a. d. Unit). Leipzig. Nr. 15. Germanische Sprachwissenschaft Dr. Rich. Loewe. Nr. 238. Gefangskunst. Technik der deutschen Gesangskunst von Oskar No^ und Dr. Kans Joachim Moser. Nr. 576. Geschichtswissenschaft, Einleitung i. die, von Dr. Ernst Bernheim, Prof, an der Univers. Greifswald. Nr. 270. Geschütze, Die modernen» der Fuß-artillerie von Mummenhosf. Major und Lehrer an der Fuftartillerie-Schieft-schule in Jüterbog. 1: Vom Auftretend, gezogenen Geschütze bis zur Verwendung des rauchschwachen Pulvers 1850—1890. Mit 50 Textbildern. Nr. 334.

---11: Die Entwicklung der heutigen

Geschütze der Fuftartillerie seit Einführung des rauchschwachen Pulvers 1890 bis zur Gegenwart. Mit 33 Textbildern. Nr. 362. Geschwindigkeitsregler der Kraftmaschinen, Die» von Dr.-Ing. K. Kröner in Friedberg. Mit viel. Figuren. Nr. 604.

Gesetzbuch, Bürgerliches, siehe: Recht des Bürgerlichen Gesetzbuches.

sundheitslehre. Der menschliche Griechische Altertumskunde Körper, sein Vau und seineTSlig- i Professor Dr. Rich. Maisch. neu bear-keilen von E. Rebmann, Oberschul- beitet von Rektor Dr. Franz Pohl, rat in Karlsruhe. Mit Gesundheits- Hammer. Mit 9 Vollbildern. Nr. 16. lehre von Dr. med. K. Seiler. Mit Griechische Geschichte von Dr. Keinrich 47 Abbildungen u. 1 Tafel. Nr. 18.    Swoboda. Professor an der    deutschen

Ge

von

Gewerbehygiene von Dr. E. Roth in    Universität Prag. Nr. 49.

Potsdam. Nr. 350.    Griechische Literaturgeschichte

Gewerbewesen von Werner Sombart,    Berücksichtigung d. Geschichte d. Wissen-

Professor an der Handelshochschule    schäften von Dr. Alfred Gercke, Prof.

Berlin. 1. II. Nr. 203. 204.    an der Univers. Breslau. 2 Bänd-

Gewerbliche Arbeiterfrage, Die,    chen. Nr. 70 und 557.

von Werner Sombart, Professor an Griechischen Sprache, Geschichte d., der Handelshochschule Berlin. Nr. 209. I: Bis zum Ausgange der klassischen Gewerbliche Bauten. Industrielle    Zeit von Dr. Otto Koffmann,    Pros. c.

und gewerbliche Bauten (Speicher,    d. Universität Münster. Nr.    111.

Lagerhäuser und Fabriken) von Archi- Griechische u. römische Mythologie seht Keinrich Salzmann in Düsseldorf. v. Prof. Dr.Kerm. Steuding, Rektord. I: Allgemeines über Anlage und Kon- Gymnasiums in Schneeberg. Nr. 27. ftruktion der industriellen und gewerb- Grnndbuchrecht, Das sormelle, von lichen Bauten. Nr. 511.    Oberlandesgerichtsr. Dr. F. Kretzfchmar

---II: Speicher und Lagerhäuser. in Dresden. Nr. 549.

von

m Mi, >23 Figuren Nr, 512    fioitbelspolilifc, Musreärtige,

or an

CScroi^Jsracfcn. Mag-, Münz-und Ur. Stint. SicocMng, Proietzc ©croicDlsmcfeit Don Dr Slug Slrab. ber Uni°-r,iiüi Zürich. Nr. 245.

Prof. a. d. Kandelssch. i. Köln. Nr. 283.    _    . ,    , , X x,,    „

Gießereimaschinen von Dipl.-Zng. Handelsrecht» Deutsches, von Dr.

Emil Treiber in Keidenheim a. B. ^arLSei¹.V5nn’    PP,

Mit 51 Figuren. Nr. 548.    versitat Gottmgen. I: Einleitung Der

Komman-

Glas- und keramische Industrie    Kaufmann und eine Kilfspersonen.

(Industrie der Silikate, der Bau- Offene ^^^1596^^)0^ steine und des künstlichen Mör-    ^t 3.ilm mSe    ffrlr ⁴⁵1'

tels I) von Dr. Gustav Rauter in    c Aktiengesellsch. Oesellsch. m. b.

Char'.ottenburg. Mit 12 Taf. Nr. 233.    Emg. Gen. Kandelsgesch. Nr. 458.

Gleichstrommafchine, Die, von Zn- Kandelsschulwesen, Das deutsche, genteur Dr. C. Kinzbrunner in Man-    von Direktor Theodor Blum in Dessau,

chester. Mit 81 Figuren. Nr. 257.    Nr. 558.

GleischerkunLe von c>r. Fritz M°ch°--k Kandelsstand, Der, v°» R-chisanwaii .    ;•>, flt. ,⁵ Abbildungen im    Dr. iur. Bruno Springer in Leipzig.

Gotische Sprachdenkmäler mit Grammatik, Übersehung und Erläutergn. o. Dr.Kerm.Zanhen. Direktor d. Königin Luise-Schulei. Königsbergi.Pr. Nr.79. Gottfried von Stratzburg. Kart-mann von Aue. Wolfram von Eschenbach und Gottfried von Straszburg. Auswahl aus dem höfisch. Epos mitAnmelck.u. Wörterbuch v. Dr. K. Marold. Prof, am Kgl. Friedrichskollegium zu Königsberg i. Pr. Nr. 22. Graphischen Künste, Die, von Earl Kampmann, k. k. Lehrer an der k. k. Graphischen Lehr- und Versuchsanstalt in Wien. Mit zahlreichen Abbildungen und Beilagen. Nr. 75.

~yt linb 11 Haseln. Nr. lo4.    (KausmSnn. Rschisk. 23b. 2.) Nr. 545.

Kandelswesen, Das, von Geh. Ober-regierungsrat Dr. Wilh. Leris. Pro. fessor an der Universität Göttingen. I: Das Kandelspersonal und der Warenhandel. Nr. 296.

Hunderts und

von

— — II: Die Effektenbörse und die innere Kandelspolitik. Nr. 297. Kandfeuerwasfen, Die Entwicklung der, seit der Mitte des 19. Fahr-ihr heutiger Stand

sches) Nr. 59 in Soldau. Mit 21 2lb-bildungen. Nr. 366.

G. Wrzodek, Kauptmann und Konr-pagniechef im Znfanterie-Regim. Freiherr Killer von Gärtringen (4. Posen-

Fig. Nr. 343.

des Grotz-

Nr. 59.

von

Harmonielehre von A. ßolm. Mit vielen Notenbeispielen. Nr. 120.

Kartmann von Aue» Wolfram von Eschenbach und Gottfried von Stratzburg. Auswahl aus dem höfischen Epos mit Anmerkungen und Wörterbuch von Dr. fi. Marold. Professor am königlichen Friedrichskollegium au Königsberg i. Pr. Nr. 22.

Karze, Lacke- Firnisse von Dr. Karl Braun in Berlin. (Die Feite und Öle III.) Nr. 337.

Kauplliteraturen» Die» d. Orients d. Dr. M. Laberlandt. Privatdoz. a. d. Univers. Wien. i. II. Nr. 162. 163.

Kebezenge» Die- ihre Konstruktion u. Berechnung von Ing. Prof. Lermann Wilda, Bremen. M. 399 Abb. Nr. 414.

Keeresorganisatron» Die Entwicklung der» seit Einführung der stehenden Leere von Otto Neuschler, Laupt-mann u. Batteriechef in Ulm. I: Ge-schichtl. Entwicklung bis zum Ausgangs d. 19. Jahrh. Nr. 552.

Kürzung u. Lüftung v. Ing. Johannes Körting in Düsseldorf. 1: Das Wesen und die Berechnung der Leizungs- und Lüftungsanlagen. Mit 34 Fig. 9h*. 342.

--II: Die Ausführung d. Leizungs- u.

Lüftungsanlage. Mit 191

Kessen. Landeskunde herzogtnms Kesser,» der Provinz Kessen-Aassau und des Fürstentums Wäldern von Prof. Dr. Georg ©reim in Darmstadt. Mit 13 Abbildungen und 1 Karte. Nr. 376.

«Kteroglnphen von Geh. Regier.-Rat Dr. Ad. Erman, Prof, an der Uni-versität Berlin. Nr. 608.

Kochspannungslechnik von Dr.-Ing. Ä. Fischer in in Lamburg-Bergedorf. Mit vielen Figuren. Nr. 609.

Kolz»Das. 9lufbar>. Eigenschaften u. Verwendung v. Ingen. Prof. Lermann Wilda in Bremen. M. 33 Abb. Nr. 459.

Kötels. Gasthäuser und Kötels von Architekt Max Wühler in- Düsseldorf.

I: Die Bestandteile u. d. Einrichtung d. Gasthauses. Mit 70 Figuren. Nr. 525.

--II: Die verschiedenen Arten v. Gasthäusern. Mit 82 Figuren. Nr. 526.

Qydraulik von W. Lander, Dipl.-Ing. in Stuttgart. Mit 44 Fig. Nr. 397.

Hygiene des Städtebaus» Die» Professor L. Chr. Nußbaum in Lan- i nover. Mit 30 Abbildungen. Nr. 348. j

Kygiene d. Wohnungswesens» Die»

von Prof. L. Chr. Nußbaum in Lan-nover. Mit 5 Abbildungen. Nr. 363.

Iberische Kalbinsel. Landeskunde der Iberischen Kalbinsel von Dr. Fritz Regel.Prof. a. d. Unio. Würzburg. Mit 8 Kärtchen u. 8 Abb. im Text und 1 Karte in Farbendruck. Nr. 235.

Indische Religronsgeschichie v. Prof. Dr. Edmund Lardy. Nr. 83.

Indogerman. Sprachwissenschaft o. Dr. R. Meringer. Professor an der Univers. Graz. Mit 1 Tafel.

Industrielle u. gewerbliche Bauten (Speicher. Lagerhäuser und Fabriken) von Architekt Leinrich Salzmann in Düsseldorf. I: Allgemeines über Anlage und Konstruktion der industriellen und gewerblichen Bauten. Nr. 511.

---II: Speicher und Lagerhäuser.

Mit 123 Figuren. Nr. 512.

Infektionskrankheiten, Die, und ihre Verhütung von Stabsarzt Dr. W. Loffmann in Berlin. Mit 12 vom Verfasser gezeichneten AbbildmH. und einer Fiebertafel. Nr. 327.

Inseklen. Das Tierreich V: Insekten von Dr. I. Grob in Neapel (Stazione Zoologica). Mit 56 Abbildungen. Nr. 594.

Insirumenienlehre v. Musikdir. Franz Mayerhoff i. Chemnitz. I: Text. Nr.437.

--II: Notenbeispiele. Nr. 438.

Integralrechnung von Dr. Friedr. Junker, Rektor des Realgymnasiums und der Oberrealschule in Göppingen. Mit 89 Figuren. Nr. 88.

— Repetitorium und Aufgabensammlung zur Integralrechnung von Dr. Friedrich Junker, Rektor des Realgymnasiums u. d. Oberrealschule in Göppingen. Mit 52 Fig. Nr. 147.

Israel. Geschichte Israels bis auf die griechische Jett von Lic. Dr. I. Benzinger. Nr. 231.

Italienische Kandelskorrespondenz von Professor Alberto de Beaux. Oberlehrer am König!. Institut S. S. Annunziata in Florenz. 9t r. 219.

Italienische Literaturgeschichte Dr. Karl Boßler, Professor an der Universität München. Nr. 125.

Kalkulation, Die» im Maschinenbau von Ingenieur L. Bethmann, Dozent am Technikum Altenburg. Mil 63 91b bildungen. Nr. 486.

Kältemaschinen. Die thermodyna- Kirchenrecht von Dr. E. Schling, ord. mischen Grundlagen der Wär- Prof. d. Rechte in Erlangen. Nr. 377. mekrast- und Kältemaschinen Klimakunde I: Allgemeine Klima-von M. Röttinger, Diplom-Ingenieur lehre von Professor Dr. W. Stoppen, in Mannheim. Mit 73 Fig. Nr. 2.    Meteorologe der Seewarte Kamburg.

Kamerun. Die dentschen Kolonien    Mit 7^Tas. ut^L Uguren. Nr. 114.

I- Togo und Kamerun von Pros. K-l-nialgeschich,- von Dr. Stein* Dr. Karl Dove, Mil 16 Sctfeln tmb Schäfer, ProfeNor der Gefchichle an einer lithographischen Karte. Nr. 441. _ der Universität Berlm. Nr. 156.

_    ,    m    Kolonlalrecht, Deutsches» von Dr.

Kanal- und Schlcnsenba« von Re.    ß. Edler Von ßofi'nmm. Professor

oieranflsboumei ler 011° Rappold m    on ber figl yto6em|e <pD|e„. |jr. ₃₁₈.

Slullgarl. Bitt 78 Bbbtlb. Nr. 585. Kometen. Astronomie. Grobe. Le» Kant» Emmanuel. (Geschichte d. Philo- wegung und Entfernung derKimmels-fophie Band 5) von Dr. Bruno Bauch,    Körper von A. F. Möbius, neu benr-

Prof. a. d. Univ. Jena. Nr. 536.    beitet von Dr. fierm. Kobold, Professor

Kartell «nd Tr«,, °. Dr. 6. TschlerMy    rnV.«^.⁰“ ^!:

in Sü[(elborf. V. 522.    Sfctj'SÄS

Kartenkunde von Dr. M. Groll. Kommunale Wirtschaftspflege von Kartograph in Berlin. 2 Bändchen.    Dr. Alfons Rieß, Magistratsassessor

I: Die Projektionen. Mit 53 Fi-    in Berlin. Nr. 534.

guren. Nr. 30.    Kompositionslehre. Musikalische For-

--II: Der Karteninhalt und das    menlehre von Stephan Krehl. I. II.

Messen auf Karten. Mit 36 Fi-    Mit viel. Notenbeispiel. Nr. 149. 150.

guren. Nr. 599.    Kontrapunkt. Die Lehre von der selb-

KaufmäuttischeRechlobttude. .-Da-    ÄÄ”«" ^°"

Kaufmännisches Rechnen von Prof. Richard Just, Oberlehrer a. b\ Offen!!. Kandelslehranstalt d. Dresdener Kauf-mannsch. 1. 11. IIi. Nr. 139. 140. 187.

fflejfetoefen von Aechlsanwall Dr. Kottlrol,wesen, Das agriltullur. Rudolf Molhes n Leipzig. Br. 103. chemische, von Dr. Paul Krijche in - II: Ser Kattdelssland v. Rechlsattw Dr. Leopoldshall-Slabsurl. Br. 304. jur. Bruno Springer, Leipzig. Br.545. j|oorbinaIeni»[Iemeo. PaulB. Fischer,

Keramische Industrie. Die Industrie der Silikate» der künstlichen Bausteine uyd des Mörtels

von Dr. Gustav Rauter. 1: Glas- u. keram. Industrie. M. 12Taf. Nr. 233.

Kerzenfabrikalion. Die Seifen-fabrikalion» die Seisenanalyse und die Kerzensadrikation

Dr. Karl Braun in Berlin. (Die Fette u. Öle II.) Mit 25 Abbild. Nr. 336.

von

Kiautschou. Die deutsch. Kolonien II: Das Südseegebiet und Kiau-tschou von Prof. Dr. K. Dove. Mit 16 Taf. u. 1 lithogr. Karte. Nr. 520.

Oberlehrer an der Oberrealschule zu Groß-Lichterfelde. Mit 8 Fig. Nr. 507. Körper, Der menschliche» fein Bau und seine Tätigkeiten von E. Rebmann. Oberschulrat in Karlsruhe. Mit Gesundheitslehre von Dr. med. £>. Seiler. Mit 47 Abb. u. 1 Taf. Nr. 18. Kostenanschlag siehe: Veranschlagen. Kriegsschiff!»«». Die Entwicklung des Kriegsschiffbaues vom Altertum bis zur Neuzeit. Von Tjard Schwarz. Geh. Marinebaur. u. Schifsbau-Direktor. l.Teil: Das Zeitalter der Ruderschiffe u. der Segelschiffe für die Kriegsführung zur See vom Altertum b. 1840. Mit 32 Abbildungen. Nr. 471.

Kinematik von Dipl.-Ing. Kans Polster. Assistent an der Kgl. Techn. Kochschule Dresden. Mit 76 Abbild. Nr. 584.

---II. Teil: Das Zeitalter der Dampfschiffe für die Kriegsführung zur See von 1840 bis zur Neuzeit. Mit 81 Abbildungen. Nr. 472. Kriegswesens» Geschichte des» von Dr. Emil Daniels in Berlin. I: Das antike Kriegswesen. Nr. 488.

an der

VON

Nr. 227.

Landwirtschaftlichen Maschinen, Die» von Kars Walther, Diplom-Ingenieur in Mannheim. 3 Bändchen. Mit vielen Abbildgn. Nr. 407—409. Lateinische Grammatik. Grundriß der lateinischen Sprachlehre von Prof. Dr. W. Votsch in Magdeburg. Nr. 82.

von

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Mit

und

Kriegswesens, Geschichte des, von

Dr. Emil Daniels in Berlin. II: Das mittelalt. Kriegswesen. Nr. 498.

--III: Das Kriegswesen der Neuzeit.

Erster Teil. Nr. 518.

--IV: Das Kriegswesen der Neuzeit.

Zweiter Teil. Nr. 537.

--V: Das Kriegswesen der Neuzeit.

Dritter Teil. Nr. 568. Kristallographie von Dr. W. Bruhns, Prvf. an der Bergakademie Clausthal. Mit 190 Abbildungen. Nr. 210. Kudrun und Dietrichepen. Mit Einleitung und Wörterbuch von Dr. O. L. Iiriczek, Professor an der Universität Würzburg. Nr. 10.

Kultur» Die, der Renaissance. Gesittung. Forschung, Dichtung von Dr. Robert F. Arnold, Professor Universität Wien. Nr. 189. Kulturgeschichte» Deutsche, von Dr.

Reinh. Günther. Nr. 56. Kurvendiskussion. Algebraische Kurven von Eugen Beutel. Oberreallehrer in Vaihingen-Enz. I: Kuroen-diskussion. M. 57 Fig.i.Text. Nr. 435. Kurzschrift siehe: Stenographie. Küstenartillerie. Die Entwicklung der Schiffs- und Küstenartillerie bis zur Gegenwart v. Korvettenkapitän Hüning. Mit Abbildungen und Tabellen. Nr. 606.

Lacke. Karze, Lacke, Firnisse ; r. Karl Braun in Berlin. (Die Fette und Öle lll) Nr. 337. Lagerhäuser. Industrielle und gewerbliche Baulen. (Speicher, Lager Häuser ü. Fabriken) von Architekt Heinrich Salzmann. Düsseldorf. II: Speicher

u.    Lagerhäuser. Mit l23Fig. Nr.512. Länder- und Völkernamen von Dr.

Rudolf Kleinpaul in Leipzig. Nr. 478. Landstrahenbau von Kgl. Oberlehrer A. Liebmann. Betriebsdirektor a. D. in Magdeburg. Mit 44 Fig. Nr. 598. Landwirtschaftliche Betriebslehre

v.    E. Langenbeck in Groh-Lichterfelde.

Lateinische Sprache. Geschichte der lateinischen Sprache von Dr.

Friedrich Stolz» Professor an der Universität Innsbruck. Nr. 492.

Licht. Theoretische Physik II. Teil: Licht und Wärme. Von Dr. Gust. Jäger. Prof, an der Technischen Koch-schule in Wien. Mit47Abb. 9tr. 77.

Logarithmen. Vierstellige Tafeln und Gegentafeln für logarithmisches und trigonometrisches Rechnen in zwei Farben zusammengestellt von Dr. Hermann Schubert. Prof, an der Gelehrtenschule des Iohanneums in Hamburg. Nr. 81.

—    Fünfstellige, von Professor August Adler, Direktor der h. k. Staatsober-realschule in Wien. Nr. 423.

Logik. Psychologie und Logik zur Einführung in die Philosophie Professor Dr. Th. Elsenhans. Mit 13 Figuren. Nr. 14.

Lokomoliven. Eisenbahnfahrzeuge von H. Hinnenthal. I: Die Lokomotiven. Mit 89 Abb. im Text u. 2 Taf. Nr. 107.

Lothringen. Geschichte Lothringens " ron Dr.'JomTmnn Derichsweiler. Geh. Regierungsrat in Straßburg. Nr. 6.

—    Landeskunde v. Elfatz-Lothring. v.Prof. Dr. R. Langenbecki. Straßburg i.E. Mit 11 Abb. u. 1 Harte. Nr. 215.

Lolrohrprobierkunde. Qualitative Analyse mit Kilfe des Lötrohrs von Dr. Martin Henglein in Freiberg

t. Sa. Mit 10 Figuren. Nr. 483.

Lübeck. Landeskunde der Groszherzogtümer Mecklenburg u. der Freien u. Kansestadt Lübeck von Dr. Sebald Schwarz. Direktor d. Real-schule zum Dom in Lübeck. Mit 17 Abbildungen und Harten im Text und 1 lithographischen Harte. Nr. 487.

Lust- und Meeresströmung

Dr. Franz Schulze, Direktor der Navigationsschule zu Lübeck.

27 Abbildungen u. Tafeln. Nr. 551.

Lüftung. Keizung und Lüftung von Ingenieur Johannes Hörting in Düsseldorf. I: Das Wesen und die Berechnung der Heizungs- und Lüftungsanlagen. Mit 34 Figuren. Nr. 342.

---11: Die Ausführung der Heizunas-

Lüftunqsanlagen. Mit 191 Fi-guren. Nr. 343.

Lucher» Marlin» «. Thom. Murner.

Ausgewählt und mit Einleitungen und Anmerkungen versehen von Prof. G. Berlik, Oberlehrer am NiKolaigymna-stum zu Leipzig. Nr. 7. Magnetismus ♦ Theoretische Physik HI. Teil: Elektrizität u. Magnetismus. Von Dr. Gustav Läger, Professor an der Technischen Kochschule Wien. Mit 33 Abbildungen. Nr. 78.

es,

Prüfungsamte zu Groß-Lichterfelde. I: Materialeigenfchaften. — Festigkeitsversuche. — Kitfsmittel für Festig-iteitsverfuche. Mit 58 Fig. Nr. 311.

- — II: Metallprüfung u. Prüfung von Kilfsmaterialien des Maschinenbaues. — Daumaterialprüfung. — Papierprüfung. — Schmiermittelprüfung. — Einiges über Metallographie. Mit 31 Figuren. Nr. 312.

Schulze,

Lübeck. Mit 27 Abbildungen u. Tafeln. Nr. 551.

Mälzerei. Vrauereiwefen 1: Mälzerei von Dr. P. Dreverhoff. Direktor der öffentl. u. 1. Sächs. Versuchsskat. für Brauerei u. Mälzerei, sow. d. Brauerund Mälzerschule zu Grimma. Nr. 303.

Maschinenbau» Die Kalkulation im, v. Ing. K. Bethmann. Doz. a. Technik. Altenburg. Mit 63 Abbild. Nr. 486.

— Die Materialien des Maschinenbaues und der Elektrotechnik von Ingenieur Prof. Kermann Wilda. Mit 3 9lbb. Nr. 476.

Msschinenelemente» Die. Kurzgefaßtes Lehrbuch mit Beispielen für das Selbststudium und den praktischen Gebrauch von Fr. Barth. Obenngmieur ln Nürnberg. Mit 86 Figuren. Nr. 3.

Mafchinenzeichnen» Praktisch von Ing. Rich. Schiffner in Warm-brunn. I: Gnmdbegrifie, Einfache Maschinenteile bis zu den Kuppelungen. Mit 60 Tafeln. Nr. 589.

--II: Lager. Riemen- u. Seilscheiben,

Zahnräder, Kolben-Pumpe. Mt 51 Tafeln. Nr. 590.

Maßanalyse von Dr. Otto Rohm in Darmstadt. Mit 14 Figuren. Nr. 221.

Matz-» Münz- und Gewichtsv-esen vorr Dr. August Blind, Professor an der Kandelsschule in Köln. Nr. 283.

MsteriatprirsungsWesen. Einführung in d. mod. Technik d. Materialprüfung von K. Memmler. Diplom-Ingenieur, ständ. Mitarbeiter a. Kgl. Material-

Mathematik, Geschichte der» von

Dr. 91. Sturm. Professor am Ober-gymnasium in Seitenstetten. Nr. 226.

Mathematische Formelsammlung u.

Repetitorium der Mathematik, enth. die wichtigsten Formeln und Lehrsätze der Arithmetik. Algebra, algebraischen Analysis, ebenen Geometrie. Stereometrie. ebenen und sphärischen Trigonometrie . math. Geographie, analyt. Geometrie der Ebene u. d. Raumes, der Different.-u. Integralrechn, von O.TH. Sü ritten, Prof, am Stal. Rcalgymn. in Sch.-Gmünd. Mit 18 Figuren. Nr. 51.

Maurer- und Sleinhauerarbeiten

von Prof. Dr. phii. und Dr.-Ingen. Eduard Schmitt in Dannstadt. 3 Bändchen. Mit vielen Abbild. Nr.419—421-

Mechanik. Theorel. Physik I. Teil: Mechanik und Akustik. Von Dr. Gust. Jäger, Professor an der Technischen Kochschule in Wien. Mit 19 Abbildungen. Nr. 76.

Mechanische Technologie von Geh. Kofrat Professor A. Lüdicke in Braunschweig. 2 Bündchen. Nr. 340, 341.

Mecklenburg. Landeskunde der Grotzherzoglümer Mecklenburg u. der Freien u. Kansestadt Lübeck v. Dr.Sebald Schwarz, Direktor d. Realschule zum Dom in Lübeck. Mit 17 Abbildungen im Text, 16 Tafeln und 1 Karte in Lithographie. Nr. 487.

Mecklenburgische Geschichte von Oberlehrer Otto VUense in Neubrandenburg i. M. Nr. 610.

Meereskunde» Physische» von Professor Dr. Gerhard Schott. Ableilungsvorsteher bei der Deutschen Seewarte in Kamburg. Mit 39 Abbildungen im Text und 8 Täfeln. Nr. 112.

Meeresströmungen. Luft- und Meeresströmungen v. Dr. Franz Dir. der Navigationsschule zu

Menschliche Körper, Der, sein Bau und seine Tatrgkeiten von E. Rebmann. Oberschulrat in Karlsruhe. Mit Gesundheitslehre v. Dr. mea.K.Seiler. Mit 47 Abbild, und 1 Tafel. Nr. 18.

Meteore.

aus

Nahrungsmittel. Ernährung und Nahrungsmittel von Oberstabsarzt Professor ft. Bischofs in Berlin. Dw 4 Abbildungen. Nr. 464.

Nautik. Kurzer Abriß des täglich cm Bord von ftandelsfchiffen angewandten Teils der Schiffahrtskunde. Von Dr. Franz Schulze, Direktor d. Navigations-Schule zu Lübeck. M. 56 Abb. Nr. 84.

Neugriechisch-deutsches Gesprachs-duch mit besonderer Berücksichtigung der Umgangssprache von Dr. Johannes Kalitfunakis, Dozent am Seminar für orienl. Sprache in Berlin. Nr. 585,

Metallographie. Kurze, gemeinfaßliche Darstellung der Lehre von den Metallen und ihren Legierungen unter besonderer Berücksichtigung der Metallmikroskopie von Prof. E. fteyn u. Prof. O. Bauer am Kgl. Materialprüfungsamt (Gr.-Lichterfelde) der Kgl. Techn. ftochschule zu Berlin. I: Allgem. Teil. Mit 45 Abbildungen im Text u. 5 Licht-bildern auf 3 Tafeln. Nr. 432.

---II: Spezieller Teil. Mit 49 Abb.

im Text u. 37 Lichtb. auf 19 Taf. Nr. 433.

Metallurgie von Dr. August (Seih, in Kristiansfand (Norwegen). I. 11. Mit 21 Figuren. Nr. 313, 314.

Astronomie. Größe, Bewegung und Entfernung der ftimmels-körper von A. F. Möbius, neu bearbeitet von Dr. fterm. Kobold, Prof, an der Universität Kiel. II: Kometen, Meteore und das Sternsystem. Mit 15 Figuren u. 2 Sternkarten. Nr. 529.

Meteorologie von Dr. W. Trabert, Professor an der Universität Wien. Mit 49 Abbild, u. 7 Tafeln. Nr. 54.

Militärstrafrecht von Dr. Max Ernst Mayer, Professor an der Universität Straßburg i. E. 2 Bde. Nr. 371,372.

Mineralogie von Geh. Bergrat Dr. R. Brauns, Prof, an der Universität Bonn. Mit 132 Abbild. Nr. 29.

Minnesang und Spruchdichtung. Walther von der Wogelweide imf Auswahl aus Minnesang und Spruchdichtung. Mit Anmerkungen u. einem Wörterb. v. O. Güntter, Prof, an der Oberrealschule und an d. Techn. ftochschule in Stuttgart. Nr. 23.

Mittelhochdeutsch. Dichtungen mittelhochdeutscher Frühzeit. In Auswahl mit Einleitung und Wörterbuch herausgegeben von Dr. ftermann Gantjen, Direktor der Königin Luise-Schule in Königsberg i. Pr. Nr. 137. MittelhochSeutscheGrammakik.Der Nibelurrge Not in Auswahl und mittelhochdeutsche Grammatik nt. kurzem Wörterbuch v. Dr. W. Golther, Prof. a. d. Universität Rostock. Nr. 1.

Morgenland. Geschichte des alten Morgenlandxs von Dr. Fr. ftommel, Professor an der Universität München. Mit 9 Bildern und 1 Karte. Nr. 43. Morphologie u. Orgarrographie der Pflanzen von Prof. Dr. M. Nordhausen i. Kiel. M. 123 Abbild. Nr.141.

Mörtel. Die Industrie der künstlichen Bausteine und des Mörtels v. Dr. G. Rauter in Charlottenburg. Mit 12 Tafeln. Nr. 234.

Mundarten» Die deutschen, v. Pros. Dr. ft. Reis in Mainz. Nr. 605.

Mundarten, Plattdeutsche, von Dr. ftubert Grimme, Professor an de? Universität Münster i. W. Nr. 46).

Münzwesen. Mast-, Münz- u. Ge wichtswesen o.Dr. Aug. Blind. Pros. a. d. ftandelsschule in Köln. Nr. 283.

Murner, Thomas. Martin Luther und Thomas Murner. Ausgewählt u. m. Einleitungen u. Anmerk, versehen von Prof. G. Berlit, Obers, am Nikolaigymn. zu Leipzig. Nr. 7.

Musik, Geschichte der alten ».mittelalterlichen, von Dr. A. Möhler in Steinhaußen. 2 Bdch. M. zahlr. Abb. uud Musikbeilagen. Nr. 121 und 347.

Musikalische Akustik von Professor Dr. Karl L. Schäfer in Berlin. Mr! 35 Abbildungen. Nr. 21.

Musikalische Formenlehre (Kom positionslehre) von Stephan Kreht. I II Mit viel. Notenbeifp. Nr. 149,150.

Musikästhelik von Dr. Karl Grunsky in Stuttgart. Nr. 344.

Musikgeschichte des 17. und 18. Jahrhunderts von Dr. K. Grunsky in Stuttgart. Nr. 239.

Musikgeschichte seit Beginn des 19. Jahrhunderts von Dr. K. Grunsky in Stuttgart. I. II Nr. 164. 165.

Musiklehre, Allgemeine, von Stephan Krehl in Leipzig. Nr. 220.

Nadelhölzer, Die, von Dr. F. M. Neger, Professor an der Königlichen Forstakademie zu Tharandt. Mit 85 Abbild., 5 Tab. und 3 Karten. Nr. 355.

von

Ortsnamen im Deutschen» Die» ihre Entwicklung und ihre Herkunft Dr. Rudolf Kleinpaul in Leipzig-Gohlis. Nr. 573.

Ostafrika. (Die deutschen Kolonien III) von Prof. Dr. K. Dove. Mit 16 Tafeln u. 1 lithogr. Karte. Nr. 567.

Österreich. Österreichische Geschichte von Prof. “r. Franz von Krones, neu bearb. von Dr.KarlUhlirz. Prof. a. d. Univ. Graz. I: Von d. Urzeit b. z. Tode Königs Albrechts II. (1439). Mit 11 Stammtafeln. Nr. 104.

--II: Vom Tode König Albrechts II.

bis zum Weftf. Frieden (1440—1648). Mit 3 Stammtafeln. Nr. 105.

— Landeskunde von Österreich-Ungarn von Ur. Alfred Grund, Prof, an der Universität Prag. Mit 10 Textillustrationen und 1 Karte. Nr. 244.

Ovidius Nass» Die Metamorphosen des. 3n Auswahl mit einer Einleit, u. Anmerk, herausgegeb. von Dr. Jul. Ziehen in Frankfurt a. M. Nr. 442.

Pädagogik im Grundriß von Professor Dr. W. Rein. Direktor des Pädagog.

— und

von

Neunzehntes Jahrhundert. Geschichte des 19. Jahrhunderts

Oskar Jäger, o. Konorarprof. a.d. Univ. Bonn. l.Bdchn.: 1800-1852. Nr.216.

--2. Bändchen: 1853 bis Ende des

Jahrhunderts. Nr. 217.

Neutestamentliche Zeitgeschichte von Lic. Dr. W. Staerk. Prof. a. der Univ. in Jena. I: Der historische und kulturgeschichtliche Hintergrund des Urchristentums. Mit 3 Karten. Nr. 325.

--II: Die Religion des Judentums

im Zeitalter d. Kellenismus u. d. Römer-Herrschaft. Mit 1 Planskizze. Nr. 326.

Nibelunge Not» Der» in Auswahl und mittelhochdeutsche Grammatik mit kurzem Wörterbuch von Dr. W. Golther, Professor an der Univ. Rostock. Nr. 1.

Nordische Literaturgeschichte I: Die isländische u. norwegische Literatur des Mittelalters von Dr. Wolfgang Golther, Prof, an der Univers. Rostock. Nr. 254.

Nutzpflanzen von Professor Dr. Z. Behrens. Vorst, d. Großherzogl. landwirtschaftlichen Versuchsanstalt Augusten-berg. Mit 53 Figuren. Nr. 123.

Öle. Die Fette und Öle sowie die Seifen-u. Kerzenfabrikation u. d.Karze, Lacke, Firnisse m. ihren wichtigst. Kilfs-stoffen von Dr. Karl Braun in Berlin. 1: Einführ, in d. Chemie, Besprech. einiger Salze und der Fette und Öle. Nr. 335.

Öle und Riechstoffe, Ätherische, von Dr. F. Rochussen in Miltitz. Mit 9 Abbildungen. Nr. 446.

Optik. Einführung in die geometrische Optik von Dr. W. Kinrichs in Wilmersdorf-Berlin. Nr. 532.

Orientalische Literaturen. Die Literaturen des Orients von Dr M.

Kaberlandt, Privatdozent an der Uni-versität Wien. I: Die Literaturen . Ostasiens und Indiens. Nr. 162.

--II: Die Literaturen der Perser,

Semiten und Türken. Nr. 163.

— Die christlichen Literaturen des Orients von Dr. Anton Baumstark. I: Einleitung. — Das chriftlich-aramä-ische u. d. koptische Schrifttum. Nr. 527.

--II: Das christlich-arabische und das

äthiopische Schrifttum. — Das christliche Schrifttum der Armenier und Georgier. Nr. 528.

von

Seminars an der Univ. Jena. Nr. 12. — Geschichte der, von Oberlehrer Dr.

K. Weimer in Wiesbaden. Nr. 145. Paläogeogravhie. Geologische Ge-schichte der Meere und Festländer von Dr. Franz Kossmat in Wien. Mit 6 Karten. Nr. 406. Paläoklimatologie von Dr. Wilh. R.

Eckardt in Weilburg (Lahn). Nr. 482. Paläontologie von Dr. Rud. Koernes, Professor an der Universität Graz. Mit 87 Abbildungen. Nr. 95.

Abstammungslehre von Dr. Karl Diener. Professor an der Univers. löten. Mit 9 Abbildungen. Nr. 460. Palästina. Landes- u. Volkskunde Palästinas v. Lic. Dr. GuftavKölscher i. Kalle. M. 8 Vollbild, u. 1K. Nr. 345. Parallelperspektive. Rechtwinklige und schiefwinklige Axonometrie von Professor 5. Vonderlinn in Münster. Mit 121 Figuren. Nr. 260. Personennamen» Die deutschen» von Di. Rud. Kleinpaul in Leipzig. Nr. 422. Petrographie von Dr. W. Bruhns. Professor an der Bergakademie Clausthal. Mit 15 Abbildungen. Nr. 173. Pflanze» Die» ihr Bau und ihr Leben Professor Dr. E. Dennert. Mit 96 Abbildungen. Nr. 44.

von

Pflanzengeographie von Professor Dr. Ludwig Stets in Marburg (Kessen). Nr. 389.

Pslanzenkrankheiten von Dr. Werner Friedr. Bruck. Prioatdozent in Giehen. Mit 1 färb. Taf. u. 45Abbild. Nr. 310. Pflanzenmorphologie.

logte u.Organographie -.Pflanzen von Prof. Dr. M. Nordhausen in Kiel. Mit 123 Abbild. Nr. 141. Pflanzenphysiologie von Dr. Adolf Kaufen. Professor an der Universität Giehen. Mit 43 Abbild. Nr. 591. Pflanzenreichs, Die Stämme des, von Privatdozent Dr. Robert Pilger. Kustos am Kgl. Botanischen Garten in

Professor Nr. 536.

an der Uni-

Jäger, Professor der Physik Technischen Kochschule in Wien. Mechanik und Akustik. Mit

an der

...... l.Teil:

Mit 24 Ab-

Nr. 76.

an

Physikalische Formelsammlung von

G. Mahler, Professor am Gymnasium in Ulm. Mit 65 Figuren. Nr. 136. Physikalische Messungsmelhoden v. Dr. Wilh.Bahrdt. Oberl. a. d. Oberred-schulei. Gr.-Lichterf. 921.49F. Nr. 301. Physiologische Chemie von Dr meci. A. Legahn in Berlin. I: Assimilation. Mit 2 Tafeln. Nr. 240.

--II : Dissimilation. MitlTaf. Nr. 241.

Physische Geographie von Dr. Siegm. Günther. Prof. a. d. Kgl.Techn. Kochsch. in München. Mil 32 Abbild. Nr. 26. Physische Meereskunde von Prof. Dr Gert). Schott, Abteilungsvorsteher bei der Deutsch. Seewarte in Kamburg. Mit 39 Abbild, im Text und 8 Taf. Nr. 112.

Pslanzenbaulehre. Ackerbau- und Pstanzenbaulehre von Dr. Paul Rippert in Essen und Ernst ßcingen-deck in Groh-Lichlerfelde. Nr. 232.

Pflanzenbiologie von Dr. W. Migula, Professor an der Forstakademie Eisenach. I: Allgemeine Biologie. Mit 43 Abbildungen. Nr. 127.

Pflanzenernährung. Agrikultur-chemie I: Pslanzenernährung Dr. Karl Grauer. Nr. 329.

Morpho--

Berlin-Dahlem. Mit 22 Abb. 9tr. 485.

Pflanzenwelt, Die» der Gewässer von Dr. W. Migula. Prof. a. d. Forstak. Eisenach. Mit 50 Abb. Nr. 158. Pflanzenzellenlehre. Zellenlehre und Anatomie der Pflanzen von Prof. Dr. K. Miehe in Leipzig. Mit 79 Abbildungen. Nr. 556. Pharmakognosie. Von Apotheker F. Schmitthenner. Assist, a. Botan. Instit. d. Techn. Kochsch. Karlsruhe. Nr. 251. Pharmazeutische Chemie von Privat-dozent Dr. E. Mannheim in Bonn. 3 Bändchen. Nr. 543/44 it. 588. Philologie» Geschichte -.klassischen, v. Dr Wilhelm Kroll, ord. Prof. a. d. Universität Münster in Wests. Nr. 367. Philosophie, Einführung in die» von Dr. Max Wentscher. Professor an der Universität Bonn. Nr. 281. Philosophie, Gesch. der, IV: Neuere Philosophie b. Kantv. Dr.B.Bauch. Professor an er Univ. Jena. Nr. 394.

--V: Immanuel Kiant von Dr.

Bruno Bauch, versitat Jena.

Philosophie, Geschichte -er. VI: Die Philosophie im ersten Drittel -es IS. Jahrhunderts

von Arthur Drews. Prof. d. Philosophie an der Techn. Kochschule in Karlsruhe. Nr. 571.

—    Kauptprodleme -er, von Dr. Georg Simmel. Prof.a.d.Univ.Berlin.Nr.500.

—    Psychologie und Logik zur Eins. in die Philosophie von Professor Dr. Th. Clsenhans. Mit 13 Figuren. Nr. 14.

Photographie, Die. Von K. Kehler. Professor an der k. k. Graphischen Lehr-und Versuchsanstalt in Wien. Mit 3 Tafeln und 42 Abbildungen. Nr. 94 Physik, Theoretische, von Dr. Gustav Jäger. Professor der

. bildungen.

--!l. Teil: Licht und Wärme. Mit

47 Abb. Nr. 77.

---III. Teil: Elektrizität und Magnetismus. Mit 33 Abbildungen. Nr. 78.

--IV. Teil: Elektromagnetische Licht-

theorien. Elektronik. 921.21 Fig.Nr.374.

— Geschichte der, von Prof. Ä. Kistner in Wertheint a. 921. 1: Die Physik bis Newton. 921it 13 Figuren. Nr. 293.

---II: Sie Physik von Newton bis zur

Gegenwart. Mit 3 Figuren. Nr. 294.

Physikalisch-Chemische Rechenaufgaben von Professor Dr. N. Abegg u. Privatdozent Dr. O. Sackur. beide der Universität Breslau. Nr. 445.

Physikalische Aufgabensammlung von G. Mahler, Professor der 921a-thematik u. Physik am Gymnasium in Ulm. Mit den Resultaten. Nr. 243.

Re-

von

Re

Pilze» Die. Eine Einführung in die Kenntnis ihrer Formenreihen von Vrof. Dr. G. Lindau in Berlin. Mt 10 Figurengnippen im Text. Nr. 574.

Planetensystem. Astronomie (Gwhe, Bewegung und Entfernung d. Himmelskörper) von A. F. Möbius, neu bearb. von Dr.ßemt. Kobold, Prof, an der Universität Kiel. I: Das Planetensystem. Mit 33 Abbildung. Nr. 11.

Plastik» Die, -es Abendlandes von Dr. Kans Stegmann, Direktor des Bayerischen Nationalmuseums in München. Mit 23 Tafeln. Nr. 116.

— Die, seit Beginn -es 19. Jahrhunderts von A. Keilmeyer in München. Mit 41 Vollbildern. Nr. 321.

Plattdeutsche Mundarten von Dr. Kubert Grimme, Professor an der Universität Münster i. W. Nr. 461.

Prof. a. der Univ. München. Nr. 40. olarlicht. Erdmagnetismus» Erd-strom u. Polarlicht v. Dr. A. Nip-poldt, Mitglied des Kgl. Preussischen Meteorologischen Instituts zu Potsdam. Mit 15 Abbild, und 7 Tafeln. Nr. 175.

Polnische Geschichte von Dr. Clemens Brandenburger in Posen. Nr. 338.

Pommern. Landeskunde von Pommern von Dr. W. Deecke. Prof, an der Universität Freiburg i. B. Mit 10 Abbild, und Karten im Text u. 1 Karte in Lithographie. Nr. 575.

Portugiesische Literaturgeschichte von Dr. Karl von Reinhardstoettner, Professor an der Königlichen Technischen Kochschule München. Nr. 213.

Posamentiererei. TexM-Jndustrie II: Weberei» Wirkerei» Pvsa-mentiererei, Spitzen- und Gar-dinensaörikation und Filzfabri-kation von Prof. Max Gürtler. Geh. Negierungsrat im Kgl. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 29 Fig. Nr. 185.

Postrecht von Dr. Alfred Wolcke, Poft-infpektor in Bonn. Nr. 425.

Preßluftwerkzeuge, Die» von Dipl.-Ing. P. Iltis, Oberlehrer an der Kais. Technischen Schule in Strahburg. Mit 82 Figuren. Nr. 493.

Preußische Geschichte. Branden-burgisch - Preußische Geschichte von Prof. Dr. M. Thamm, Direktor des Kaiser Wilhelms-Gymnasiums in Montabaur. Nr. 600.

Preußisches Staatsrecht von Dr. Fritz Stier-Somlo, Professor an der Univer-sität Bonn. 2 Teile. Nr. 298, 299.

Psychiatrie, Forensische, von Professor Dr. W. Weygandt, Direktor der Irren-anstalt Friedrichsberg in Kamburg. 2 Bändchen. Nr. 410 und 411.

Psychologie und Logik zur Einführ, in die Philosophie von Prof. Dr. Th. Elsenhans. Mit 13 Figuren. Nr. 14,

Psychophystk» Grundriß der, von Professor Dr. G. F. Lipps in Zünch. Mit 3 Figuren. Nr. 98.

Pumpen» Druckwasser- u. Druckluft-Anlagen. Ein kurzer Überblick Dipl.-Ing. Nudolf Vogdt, ... gierungsbaumeister a. D. in Aachen. Mit 87 Abbildungen. Nr. 290.

Quellenkunde der deutschen Geschichte von Dr. Carl Jacob, Prof, an d. Univ. Tübingen. l.Band. Nr. 279.

Radioaktivität von Dipl.-Ing. Wilhelm Fromme!. Mit 21 Abbild. Nr. 317.

Rechnen» Das» in der Technik und seine Kilfsmittel (Rechenschieber,Rechen-tafeln, Rechenmaschinen usw.) von Ingenieur Ioh. Eugen Mayer in Frei-bürg i. Br. Mit 30 Abbild. Nr. 405.

—    Llausmännisches, von Prof. Richard Just, Oberlehrer an der Öffentliche» Kandelslehranstalt der Dresdener Kaufmannschaft. I. II. Hl. Nr. 139,140.187. cht des Bürgerlich. Gesetzbuches. Erstes Buch: Allgemeiner Teil. I: Einleitung — Lehre von den Personen u. v. d. Sachen von Dr. Paul Oertmann, Prof. a. d. Univ. Erlangen. Nr. 447.

--II: Erwerb und Verlust. Geltendmachung und Schuh der Rechte von Dr. Paul Oertmann, Professor an der Universität Erlangen. Nr. 448.

—    Zweites Buch: Schuldrecht. I. Abteilung: Allgemeine Lehren von Dr. Paul Oertmann, Professor an der Universität Erlangen. Nr. 323.

--II. Abteilung: Die einzelnen Schuld-

verhältnisse v. D-.Paul Oertmann,Pros, an der Universität Erlangen. Nr. 324.

—    Drittes Buch: Sachenrecht von Dr. F. Krehschmar. Oberlandesgerichtsrat in Dresden. I: Allgemeine Lehren. Besitz und Eigentum. Nr. 480.

—    — 11: Begrenzte Rechte. Nr. 481.

—    Viertes Buch: Familienrecht von Dr. Keinrich Tihe. Professor an der Ihi-versität Göttingen. Nr. 305.

Dort

von

von

Rechtsgeschichle» Römische» von Dr.

Robert von Mayr, Prof, an der Deutschen Universität Prag. l.Buch: Die Zeit des Volksreä)fes. 1. Kälfte: Das öffentliche Recht. Nr. 577.

---2. Kälfte: Das Privatrecht. Nr. 578.

Rechtsschutz» Der internationale gewerbliche, von I. Neuberg. Kaiser!. Regisrungsrat. Mitglied des Kaiser!. Patentamts zu Berlin. Nr. 271.

Rechtswissenschaft» Einführung in die» von Dr. Theodor Sternberg in Berlin. I: Methoden- und Quellenlehre. Nr. 169.

--II: Das System. Nr. 170.

Redelehre, Deutsche» von Kans Probst, Gymnasialprof. in Bamberg. Nr. 61.

Redeschrift siehe: Stenographie.

Reichsfiuanzen» Die Entwicklung der» von Präsident Dr. R. van der Borght in Berlin. Nr. 427.

Religion, Die Entwicklung der christlichen» innerhalb des Neuen Testaments von Professor Dr. Lic. Carl Clemen. Nr. 388.

— Die» des Judentums int Zeitalter des Kellenismus und der Römerherrschaft von Lic. Dr. W. Staerk (Neu-testamentl. Zeitgeschichte 11.) Mit einer Planskizze. Nr. 326.

Religionen der Naturvölker» Die, Dr. Th. Achelis, Professor in Bremen. Nr. 449.

Religionswissenschaft» Abriß der vergleichenden» von Profesior Dr. Th. Achelis in Bremen. Nr. 208.

Renaissance. Die Kultur der Renaissance. Gesittung» Forschung» Dichtung von Dr. Robert F. Arnold. Pros, an der Universität Wien. Nr. 189.

Reptilien. Das Tierreich III: Reptilien und Amphibien. Von Dr. Franz Werner, Professor an der Universität Wien. Mit 48Abd. Nr. 383.

Rheinprovinz» Landeskunde der, Dr. V. Steinecke. Direktor des Realgymnasiums in Essen. Mit 9 Abb., 3 Kärtchen und 1 Karle. Nr. 308.

Riechstoffe. Ätherische öle und Riechstoffe von Dr. F. Rochussen in Miltitz. Mit 9 Abbildungen. Nr. 446.

Roman. Geschichte des deutschen Romans v.Dr.Kellm.Mielke. Nr.229.

Romanische Sprachwissenschaft Dr. Adolf Zauner. Professor an der Unio. Graz. 2 Bände. Nr. 128 250.

Römische Altertumskunde von Dr,

Leo Bloch in Wien. M.8 Vollb. Nr. 45-RZmr^che Geschichte von Realgym-nasial-Direktor Dr. Jul. Koch in Grüne, roalb. Nr. 19.

Römische Literaturgeschichte von Dr.

ßermann Joachim in Hamburg. Nr. 52. Römische und griechische Mythologie von Prof. Dr. »ermann Steuding. Rektor des Gymnasiums in Schneeberg. Nr. 27.

Rußland. Russische Geschichte von

Dr. Wich. Reeb, Oberlehrer am Oster-gymnastum in Mainz. Nr. 4.

— Landeskunde des Europäischen Rußlands nebst Finnlands von Professor Dr. A. Philippson in Kalle a.S. Nr. 359.

Russisch-Deutsches Gespröchsbuch

von Dr. Erich Berneker. Professor an der Universität München. Nr. 68. Russische Grammatik von Dr. Erich Berneker, Professor an der Universität München. Nr. 66.

Russische Handelskorrespondenz von Dr. Theodor von Kawraysky in Leipzig. Nr. 315.

Russisches Lesebuch mit Glossar von Dr. Erich Berneker, Professor an der Universität München. Nr. 67. Russische Literatur von Dr. Erich Boehme, Lektor a. der Kandelshochschule Berlin. i/Teil: Auswahl moderner Prosa und Poesie m. ausführlichen An -merkgn. u. Llkzentbezeichnung. Nr. 4Ar

--II. Teil: BceBOJioAi» Fapnurai,..

PascHasbi. Mit Anmerkungen und Akzentbezeichnung. Nr. 404. Russische Literaturgeschichte von Dr.

Georg Polonskij in München. Nr. 166. Russisches Vokabetbuch» Kleines, von Dr. Erich Boehme. Lektor an der Kandelshochschule Berlin. Nr. 475. Sachenrecht. Recht d. Bürgert. Gesetzbuches. Drittes Buch: Sachen-red>t von Dr. F. Krehfchmar. Ober, landesgerichtsrat in Dresden. I: Allgemeine Lehren. Besitz und Eigentum. --II: Begrenzte Rechte. Nr. 480,481.

Sachs» SSans. Ausgewählt und ertönt von Prof. Dr. Julius Sahr. Nr. 24.

Landeskunde

Abbildungen. Nr. 585.

Schmalspurbahnen (Klein-, Arbeilsund Feldbahnen) v. Dipl.-3ng. August Boshart in Nürnberg. Mit 99 Abbildungen. Nr. 524.

Schmarotzer und Schmarotzertum in der Tierwelt. Erste Einführung in die tierische Schmarotzerkunde von Dr. Franz v. Wagner, a. o. Pros. an der Univ. Graz. Mit 67 Abb. Nr. 151.

Schreiner - Arbeiten. Tischler-(Schreiner--)Arbeiten I: Materialien, Kandwerkszeuge, Maschinen, Einzelverbindungen, Fußböden, Fenster, Fensterladen, Treppen, Aborte von Prof. E. Viehweger, Architekt in Köln. Mit 628 Fig. auf 75 Tafeln. Nr. 502.

Schuldrecht. Recht des Bürgert. Gesetzbuches. Zweites Luch: Schuldrecht. I. Abteilung: Allgemeine Lehren von Dr. Paul Oertmann, Prof. a. d. Univ. Erlangen. Nr 323.

--II. Abteilung: Die einzelnen Schuldverhältnisse von Dr. Paul Oertmann. Prof, an der Univ. Erlangen. Nr. 324.

Hannes Neuhaus, nordischen Sprache sität Berlin. Nr. 554.

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von

an der

Sachsen. Sächsische Geschichte von

Professor Otto fiaemmel, Rektor des Nikolaigymnasiums z. Leipzig. Nr. 100. — Landeskunde des Königreichs Sachsen von Dr. 3. Zemmrich, Oberlehrer am Realgymnasium in Plauen. Mit 12 Abb. und 1 Karte. Nr. 258. Säugetiere. Das Tierreich!-Säugetiere von Oberstudienrat Professor Dr. Kurt Campers, Vorsteher des Königlichen Naturalienkabinetts in Stuttgart. Mit 15 Abbildungen. Nr. 282. Schattenkonftruktionen von Professor

з.    Vonderlinn in Münster. Mit 114 Figuren. Nr. 236.

Schisfs- und Küstenartillerie bis zur Gegenwart, Die Entwicklung der, von Korvettenkapitän Kuning. Mit Abbild, u. Tabellen. Nr. 606. Schleswig-Kolftein.

von Schleswig-Kols!ein,Kelgo-tand und der freien und Kanse-stadt Kamburg von Dr. Paul Kambruch, Abteilungsvorsteher am Museum für Völkerkunde in Kam-burg. Mit Abbild., Plänen, Profilen

и.    1 Karte in Lithographie. Nr. 563. chleusenbau. Kanal- u. Schleusenbau von Regierungsbaumeister Otto Rappold in Stuttgart. Mit 78

Schule, die deutsche, im Auslande

von Kans Amrhein, Seminar-Oberlehrer in Rheydt. Nr. 259. Schulhaus. Die Baukunst desSchul-kauses von Professor Dr. -3ng. Ernst Vetterlein in Darmstadt. I: Das Schulhaus. Mit 38 Abbildungen. II. Die Schulräume — Die Nebenanlagen. Mit 31 Abbildungen. Nr. 443 u. 444. Schulpraxis. Methodik der Volksschule von Dr. R. Seyfert, Seminardirektor in Zschopau. Nr. 50.

Schwedisch - deutsches Gesprächsbuch von 3ohannes Neuhaus, Dozent der neunordischen Sprachen an der Universität Berlin. Nr. 555. Schwedisches Lesebuch zur Einführung in die Kenntnis des heutigen Schwedens mit Wörterverzeichnis von 3o-Dozent der neu-n an der Univer-

Schweiß- und Schneidverfahren, Das autogene, von Zngenieur Kanr Niese in Kiel. Mit 30 Fig. Nr. 499.

Schweiz. Schweizerische Geschichte von D . K. Dändliker. Professor an der Universität Zürich. Nr. 188.

— Landeskunde der Schweiz Prof. Dr. 6. Walser in Bern. Mit 16 Abbildungen und 1 Karte. Nr. 398.

Schwimmanstalten. Sffentl. Bade-und Schwimmanstalten von Dr. Karl Wolfs, Stadt-Oberbaurat in Hannover. Mit 50 Figuren. Nr. 380.

Seemacht, Die» in der deutschen Geschichte von Wirk!. Admiralitäls-rat Dr. Ernst von Kalle. Professor an der Universität Berlin. Nr. 370.

Seerecht, Das deutsche, von Dr. Otto Brandis, Oberlandesgerichtsrat in Hamburg. !. Allgemeine Lehren: Personen und Sachen des Seerechts. Nr. 386.

-----II. Sie einzelnen feerechtlichenSchuld-

verhältnifse: Verträge des Seerechts u. auhervertragliche Kaftung. Nr. 387.

Seisensabrikation, Die, die Seifenanalyse u. ü. Kerzenfabrikation v. Dr. Karl Braun i. Berlin. (Die Fette und Öle II.) Mit 25 Abbild. Nr. 336.

Semitische Sprachwissenschaft Dr. C. Brockelmann, Professor c Universität Königsberg. Nr. 291.

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von

Stammeskunde» Deutsche» von Dr.

Rudolf Much, a. o. Prof. a. d. Univ. Wien. M. 2 Kart. u. 2 Taf. Nr. 126. Statik von W. Kauber. Dipl.-Ing. I. Teil: Die Grundlehren der Statik starrer Hörper. ™' 82 Figuren. Nr. 178.

--II. Teil: Angewandte Statik.

Mit 61 Figuren. Nr. 179. Graphische» von Kgl. Oberlehrer Dipl.-Ing. Otto Kenkel in Rendsburg. Mit vielen Figuren. Nr. 603.

der Rede-

Silikate. Industrie der Silikate» der künstlichen Bausteine u. -es Mörtels von Dr. Gustav Rauter in Charlotlenburg. I: Glas und hem-mische Industrie. Mit 12 Taf. Nr. 233.

--II: Die Industrie d. künstl. Bausteine

u.d. Mörtels. Mit 12 Taf. Nr. 234.

Simplicius Simplieifstmus von Kans Jakob Christoffel v. Grimmelshausen. In Auswahl herausgegeben von Professor Dr. F. Bobertag, Dozent an der Universität Breslau. Nr. 138. kandinavien» Landeskunde von» (Schweden. Norwegen und Dänemark) von ßetnrid) cterp, Kreisschulinsp. in Äreuzburg. M. 11 Abb. u. 1 K. Nr.202.

Slavische Literaturgeschichte v. Dr. Josef Karäsek in Wien I: Altere Literatur bis zur Wiedergeburt. Nr. 277.

--II: Das 19. Jahrhundert. Nr. 278.

Soziale Frage. Die Entwicklung -er sozial. Frage von Professor Dr. Ferdin. Tönnies. Nr. 353.

Sozialversicherung von Prof. Dr. Alfred Manes in Berlin. Nr. 267.

Soziologie von Professor Dr. Thomas Achelis in Bremen. Nr. 101.

Spanien. Spanische Geschichte Dr. Gustav Diercks. Nr. 266.

— Landeskunde -er Iberischen Halbinsel v. Dr. Fritz Negel. Prof, an der Univ. Würzburg. Mit 8 Kärt-chen und 8 Abbildungen im Text und 1 Karte in Farbendruck. Nr. 235.

Spanische Handelskorrespondenz von Dr. Alfreds Nadal de Mariez-currena. Nr. 295.

Spanische Literaturgeschichte v. Dr. Rudolf Beer. Wien. 1. ll.Nr.167, 168.

Speicher. Industrielle und gewerbliche Bauten (Speicher. Lagerhäuser und Fabriken) von Architekt Heinrich Salzmann in Düsseldorf. II: Speicher u. Lagerhäuser. Mit 123 Fig. Nr. 512.

Spinnerei. Textil - Industrie 1: Spinnerei und Zwirnerei von Prof. Max Gürtler. Geh. Regierungs-rat im König!. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 39 Figuren. Nr. 184.

Spitzenfabrikalion. Textil-Industrie II: Weberei, Wirkerei, Posamentlererei» Spitzen- u. Gar-dinenfabrikat. u. Filzfabrikation von Prof. Max Gürtler. Geh. Regier.-Rat im König!. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 29 Figuren. Nr. 185.

Spruchdichtung. Walther von der Dogelweide mit Auswahl aus Minnesang und Spruchdichtung.

Mit Anmerkungen u. einem Wörterbuch o. Otto Güntter, Professor an d. Ober-realschule und an der Technischen Kochschule in Stuttgart. Nr. 23. Staatslehre» Allgemeine» von Dr. Kermann Nehm, Professor an der Uni-versität Straßburg i. E. Nr. 358. Staatsrecht» Allgemeines, von Dr. Julius Katschek, Prof. d. Rechte a. d. Univ. Güttingen. 3 Bdch. Nr.415-4l7. Staatsrecht» Preußisches» von Dr. Fritz Stier-Somlo, Prof. a. d. Universität Bonn. 2 Teile Nr. 298. 299.

Mit

Steinhauerarbeiten. Maurer- und Steinhauerarbeiten von Professor Dr. phil. und Dr. «Zng. Eduard Schniitt in Darmstadt. 3 Bändchen. Mit vielen Abbildgn. Nr. 419-421.

Stenographie. Geschichte der Stenographie von Dr. Arthur Mentz in Königsberg i. Pr. Nr. 501.

Stenographie n. d. System v. F. X. Gabelsbergero.Dr.AlbertSchramm, Landesamtsass. in Dresden. Nr. 246.

—    Die Redeschrift des Gabels-bergerschen Systems von Dr. Al-bert Schramm. Landesamtsassessor in Dresden. Nr. 368.

—    Lehrbuch d. Vereinfachten Deutschen Stenographie (Einig.-System Stolze-Schrey) nebst Schlüssel. Lese-stücken und einem Anhang von Dr. Amsel, Studienrat des Kadettenkorps in Bensberg. Nr. 86.

—    Redeschrift. Lehrbuch fcbrift des Systems Stolze-Schrey nebst Kürzungsbeisp., Lesestücken, Schlüssel und einer Anleitung zur Steigerung der stenographischen Fertigkeit von Kein-rich Drüse, amtl. bad. Landtagssteno-graph in Karlsruhe (23.). Nr. 494.

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Stereochemie von Dr. E. Wedekind, Professor an der Universität Tübingen. Mit 34 Abbildungen. Nr. 201.

Stereometrie von Dr. R. Glaser in Stuttgart. Mit 66 Figuren. Nr. 97.

Sternsystem. Astronomie. Größe, Bewegung u. Entfernung der Kimmels-körper von A. F. Möbius, neu bearbeitet von Dr. Kenn. Kobold, Prof, a. d. Universität Kiel. II: Kometen, Meteore und das Sternsystem. Mit 15 Fig. und 2 Sternkarten. Nr. 529.

Steuersysteme des Auslandes» Die» von Geh. Oberfinanzrat O. Schwarz in Berlin. Nr. 426.

Stilkunde v. Prof. Karl Otto Kartmann in Stuttgart. Mit 7 Vollbildern und 195 Textillustrationen. Nr. 80.

Stöchiometrische Aufgabensammlung von Dr. Wilh. Bahrdt, Oberl. an der Oberrealschule in Groh-Lichter-selde. Mit den Resultaten. Nr. 452.

Straßenbahnen von Dipl.-Jng. August Boshart in Nürnberg. Mit 72 Abbildungen. Nr. 559.

Strategie von Löffler, Major im Kgl. Sächf. Kriegsmin. in Dresden. Nr. 505.

Strome und Spannungen in Stark-stromnetzen v. Jos. Kerzog, Dipl.-Elektroingenieur in Budapest u. Cla-rence Feldmann. Professor der Elektro-technik in Delft. Mit 68 Abb. <Hr. 456.

Südseegebiel. Die deutschen Kolonien II: Das Südseegebiet und Kiautschou von Prof. Dr. K. Dove. M. 16 Taf. ii. 1 lithogr. Karte. Nr. 520.

Talmud. Die Entstehung d. Talmuds v. Dr. 6. Funk in Boskowih. 9ir. 479.

Talmudproben von Dr. 6. Funk in Boskowik. Nr. 583.

nalyse v. Dr. G. Lunge, Prof. a. d. Eidg. Polytechn. Schule i. Zürich. Mit 16 Abb. Nr. 195.

Technische Tabellen und Formeln von Dr.-Ing. W. Müller, Dipl.-Jng. am Kgl. Materialprüfungsamt zu Groß - Lichterfelde. Mit 106 Figuren. Nr. 579.

Technisches Wörterbuck, enthaltend die wichtigsten Ausdrüme des Maschinenbaues. Schiffbaues und der Elektrotechnik von Erich Krebs in Berlin.

1. Teil: Deutsch-Englisch. Nr. 395.

— — II. Teil: Englisch-Deutsch. Nr. 396.

--III. Teil: Deutsch-Französ. Nr. 453.

--IV.Teil:Französ.-Deutsch. Nr. 454.

Technologie» Allgemeine chemische,

von Dr. Gust. Rauter in Charlotten-bürg. Nr. 113.

—    Mechanische, v. Geh. KofratProf. A. Lüdicke i. Braunschweig. Nr. 340, 341.

Teerfarbstoffe» Die» mitbesond. Berück, fichtigung der synthetischen Methoden v. Dr. Kans Bucherer, Prof. a. d. Königl. Techn. Kochschule. Dresden. Nr. 214.

Telegraphenrech! von Poftinspektor Dr. jur. Alfred Wolcke in Bonn. I: Einleitung. Geschichtliche Entwicklung. Die Stellung des deutschen Telegraphen-wesens im öffentlichen Rechte, allgemeiner Teil. Nr. 509.

---II: Die Stellung des deutsch. Tele-

graphenwesens im öffentlichen Rechte, besonderer Teil. Das Telegraphen-Strafrecht. Rechtsverhältnis der Tele-graphie zum Publikum. Nr. 510.

Telegraphie, Die elektrische» v. Dr. Lud. Rellstab. Mit 19 Fig. Nr. 172.

Testament. Die Entstehung des Alten Testaments von Lic. D Staerk. Prof. a. d. Ilniv. Jena. Nr.272.

—    Die Entstehung des Neuen Testaments von Professor Lic. Dr. Carl Clemen in Bonn. Nr. 285.

Textil-Jndrrstrie. I: Spinnerei und Zwirnerei von Pfof. Max Gürtler, Geh. Negierungsrat int Kgl. Landesgewerbeamt. Berlin. M. 39 Fig. Nr. 184.

—    II: 2Beberei, Wirkerei» Posa-mentiererei, Spitzen- und Gardinenfabrikalion und Filz-fabrikation v. Prof. M. Gürtler, Gey. Regierungsr. i. Kgl. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 29 Figuren. Nr. 185.

—    »II: Wäscherei» Bleicherei»Färberei und ihre Kilssstoffe Dr. Will). Mafsot, Prof. a. d. Preuß. höheren Fachschule für Textilindustrie in Krefeld. Mit 28 Figuren. Nr. 186.

Thermodynamik (Technische Wärmelehre) v. K. Walther u. M. Röttinger. Diplom-Ingen. M. 54 Fig. Nr. 242. Die thermodynamischen Grundlagen der Wärmekraft- und Kältemasckinen von M. Mt-tinger, Diplom-Ingenieur in M heim. Nr. 2.

Thüringische Geschichte von Dr. Ernst Dovrient in Leipzig. Nr. 352. Tierbiologie. Abriß der Biologie der Tiere von Dr. Keinrich Simroth, Prof, an der Univ. Leipzig. Nr. 131.

von

gruppen.

der Zoologie an der Universität Jena. I: Furchung, Primitivanlagen, Larven, Formbildung, Embryonalhüllen. Mit 48 Figuren. Nr. 378.

----11: Organbild. M.46Fig. Nr.379.

Tiergeographie v. Dr. Arnold Zacobi, Prof, der Zoologie a. d. kgl. Forstakademie zu Tharandt. M. 2 Kart. Nr.218. Tierkunde von Dr. Franz v. Wagner, Professor an der Universität Graz. Mit 78 Abbildungen. Nr. 60.

Tierreich, Das, I: Säugetiere von Oberftudienr. Prof. Dr. Kurt Lampert, Borst. d. kgl. Naturalienkabinetis in Stuttgart. Mit 15 Abbild. Nr. 282.

—    III: Reptilien und Amphibien von Dr. Franz Werner, Professor a. d. Univ. Wien. Mi! 48 Abb. Nr. 383.

—    IV: Fische von Professor Dr. Max Nauther in Neapel. Nr. 356.

—    V: Insekten von Dr. Z. Groß in Neapel (Stazione Zoologica). Mit 56 Abbild. Nr. 594.

—    VI: Die wirbellosen Tiere Dr. Ludwig Böhmig, Professor der Zoologie an der Universität Graz. 1: Urtiere. Schwämme, Nesseltiere, Rippenquallen und Würmer. Mit 74 Figuren. Nr. 439.

— II: Krebse, Spinnentiere, Tausend-süßer, Weichtiere, Moostierchen, Arm-füßer. Stachelhäuter und Manteltiere. Mit 97 Figuren. Nr. 440.

Tierzuchtlehre, Allgemeine und spezielle, von Dr. Paul Rippert in Essen. Nr. 228.

Tischler- (Schreiner-) Arbeiten I: Materialien. Kandwerkszeuge, Maschinen, Einzelverbindungen» Fuhböden, Fenster, Fensterladen, Treppen, Aborte von Prof. E. Viehweger, Architekt in Köln. Mit 628 Fig. auf 75 Tafeln. Nr. 502. Togo. Die deutschen Kolonien I: Togo und Kamerun von Prof. Dr. Karl Dove. Mit 16 Tafeln und einer lithographischen Karte. Nr. 441. Toxikologische Chemie von Privat-dozent Dr. E. Mannheim in Bonn. Mit 6 Abbildungen. Nr. 465. Trigonometrie, Ebene u. sphärische, von Professor Dr. Gerh. kessenberg in Breslau. Mit 70 Fig. Nr. 99.

Tropenhygiene von Medizinalrat Professor Dr. Nochk, Direktor des Sn* ftituts für Schiffs- und Tropenkrank. Heiken in Hamburg. Nr. 369.

Trust. Kartell und Trust von Dr.

S. Tfchierfchky in Düsseldorf. Nr. 522. Turnkunst» Geschichte der» von Dr. Rudolf Gasch, Prof. a. König Georg-Gymnas. Dresden. M. 17Abb. Nr.504. Ungarn. Landeskunde von Sster-reich-Ungarn von Dr. Alfred Grund, Professor an der Universität Prag. Mit lO Textillustr. u. 1 Karte. Nr. 244. Ungarische Literatur, Geschichte der, von Prof. Dr. Ludwig katona und Dr. Franz Szinnyei, beide ort der Universität Budapest. Nr. 550. Ungarische Sprachlehre von Dr. Josef Szinnyei, o. ö. Pros. an der Universität Budapest. Nr. 595. Unterrichtswesen. Geschichte des deutschen Unterrichtswesens von Prof. Dr. Friedrich Seiler, Direktor des König!. Gymnasiums zu Luckau. I. Teil: Von Anfang an bis zun Ende des 18. Jahrhunderts. Nr. 275.

--II. Teil: Dom Beginn d. 19. Jahr-

hund. bis auf die Gegenwart. Nr. 276. Untersuchungsmethoden» Agrikul-turchemische» von Professor Dr. Emil kaselhoff. Vorsteher der land-wirtschaftlichen Versuchsstation in Marburg in kessen. Nr. 470. Urgeschichte der Menschheit von Dr. Moritz koernes, Prof, an der Univ. Wien. Mit 53 Abbildungen. Nr. 42. Urheberrecht, Das, an Werken der Literatur und der Tonkunst, bo.s Verlagsrecht und das Urheberrech: an Werken der bildenden Künste un£> Photographie von Staatsanwalt Dr. 3. Schlittgen in Chemnitz. Nr. 361. — Das deutsche, an literarischen, künstlerischen und gewerblichen Schöpfungen, mit besonderer Berücksichtigung der internationalen Verträge von Dr. Gustav Rauter, Patentanwalt in Charlottenburg. Nr. 263.

Urzeit. Kultur der Urzeit von Dr. Moritz koernes, o. ö. Prof, an der Univ. Wien. 3 Bändch. I: Steinzeit. Mit 40 Bildergruppen. Nr. 564.

--II: Bronzezeit. Mit 36 Bilder.

gruppen. Nr. 565.

--111: Eisenzeit. Mit 35 Bilder.

Nr. 566.

Vektoranalysis von Dr. Siegfr. Valen-tiner, Professor an der Bergakademie in Clausthal. Mit 11 Fig. Nr. 354.

Veranschlagen, Das» im Kochbau. Kurzgefaßtes Kandbuch über das Wesen des Kostenanschlags von Architekt Emil Deutinger, Assistent a. d. Techn. Kochsch. in Darmstadt. Mitvielen Fig. Nr. 385.

Vereinigte Staaten. Landeskunde der Vereinigten Staaten von Nordamerika von Professor Keinrich Fischer. Oberlehrer am Luisenstädt. Realgymnasium in Berlin. 1. Teil. Mit 22 Karten und Figuren im Text und 14 Tafeln. Nr. 381.

* — 11. Teil: Mit 3 Karten im Text, 17 Taf. u. 1 lithogr. Karte. Nr. 382.

Vergil. Die Gedichte des P. Berti ilius Maro. In Auswahl mit einer Einleitung und Anmerkungen herausgegeben von Dr. Julius Ziehen. I: Einleitung und Aeneis. Nr. 497.

Vermessungskunde von Diplom-Ing. P. Werkmeister, Oberlehrer an der Kaiserl. Technischen Schule in Straßburg i. E. 1: Feldmessen vellieren. Mit 146 Abb.

von Dr.

dichtun

einem

Patentamts zu Berlin. Nr. 360.

Wärme. Theoretische Physik Licht u. Wärme. Von Dr.

und Ni-Nr. 468.

--II: Der Theodolit. Trigonometrische u. barometrische Köhenmessung. Tachymetrie. Mit 109 Abb. Nr. 469.

Versicherungsmathematik

Alfred Loewy, Professor an der Uni-versität Freiburg i. B. Nr. 180.

Versicherungswesen» Das, von Dr. iur. Paul Moldenhauer, Professor der Versicherungswissenschast an der Kan-delshochschule Köln. I: Allgemeine Versicherungslehre. Nr. 262.

Völkerkunde von Dr. Michael Kaber-landt, k. und k. Kustos der ethnogr. Sammlung desnaturhistor.Kofmuseums und Privatdozent an der Universität Wien. Mit 56 Abbildungen. Nr. 73.

Dölkernamen. Länder- u. Völkernamen von Dr. Rudolf Kleinpaul in Leipzig. Nr. 478.

Volksbibliotheken (Bücher- und Lesehallen), ihre Einrichtung und Verwaltung von Emil Iaeschke, Stadtbibliothekar in Elberfeld. Nr. 332.

Volkslied» Das deutsche» ausgewählt und erläutert von Professor Dr. Jul. Sahr. 2 Bändchen. Nr. 25.132.

Volkswirtschaftslehre von Dr. Carl Iohs. Fuchs. Professor an der Universität Tübingen. Nr. 133.

Volkswirlschastspolitik v. Präsident Dr.R. van der Borght, Berlin. Nr. 177. Wahrscheinlichkeitsrechnung von Dr.

Franz Kack. Professor am Eberhard-Ludwigs-Gymnasium i. Stuttgart. Mit 15 Figuren im Text. Nr. 508. Waldeck. Landeskunde des Grotz-Herzogtums Kessen» der Provinz Kessen-Nassau und des Fürstentums Waldeck von Professor Dr. Georg ©retin in Darmstadt. Mit 13 Abbildungen und 1 Karte. Nr. 376. Waltharilied, Das» im Versmaße der Urschrift übersetzt und erläutert von Prof. Dr. K. Althof. Oberlehrer am Realgymnasium in Weimar. Nr. 46. Walther von der Vogelweide» mit Auswahl aus Minnesang u. Spruch-g. Mit Anmerkungen und Wörterbuch von Otto Güntter. Prof, an der Oberrealschule und an der Techn. Kochsch. in Stuttgart. Nr. 23. Walzwerke» Die. Einrichtung und Betrieb. Von Dipl.-Ing. A. Kol-verscheid, Oberlehrer an der Kgl. Maschinenbau- und Küttenschule in Duisburg. Mit 151 Abbild. Nr. 580. Warenkunde v. Dr. Karl Kafsack, Prof, und Leiter der k. k. Kandelsakademie in Graz. I. Teil: Unorganische Waren. Mit 40 Abbildungen. Nr. 222.

--11. Teil: Organische Waren. Mit

36 Abbildungen. Nr. 223. Warenzeichenrecht, Das. Nach dem Gesetz z. Schutz der Warenbezeichnungen vom 12. Mai 1894. Von Reg.-N. 3. Neuberg, Mitglied des Kaiserlichen

11.$.:

Gustav

Jäger, Prof, an der Techn. Kochschule Wien. Mit 47 Abbildungen. Nr. 77.

Wärmekraftmaschinen. Diethermo-dynamischen Grundlagen der Wärmekraft- u. Kältemaschinen

von M. Röitinger, Diplom-Ingenieur in Mannheim. Mit 73 Figuren. Nr. 2. Wärmelehre» Technische» (Thermodynamik) v. K. Walther u. M. Röt-tinger, Dipl.-Ing. M.54Fig. Nr.242. Wäscherei. Textil - Industrie III: Wäscherei, Bleicherei» Färberei und ihre Kilssstosfe von Dr. Wilh. Massot. Professor an der Preuß. höh. Fachschule für Textil - Industrie in Krefeld. Mit 28 Figuren. Nr. 186.

Mechanismen der Werkzeugmaschinen. Die Drehbänke. Die Fräsmaschinen. Mit 319 Abbildungen. Nr. 561.

Wasser» Das» und seine Verwendung in Industrie und Gewerbe v. Dr. Ernst Leher, Dipl.-Zng. in Saalfeld. Mit 15 Abbild. Nr. 261.

Wasser und Abwässer. Ihre Zusammensetzung. Beurteilung u. Untersuchung von Prof. Dr. Emil Kaselhoff, Vorsteher der landwirtschaftl. Versuchsstation i. Marburg i. Kessen. Nr. 473.

Wasserinstallaiionen. Gas- und Wasserinstatlationen mit Ein-schlus; der Abortanlagen von Professor Dr. phil. und Dr.-Zngen. Eduard Schmitt in Darmstadt. Mit 119 Abbildungen. Nr. 412.

Wasserturbinen» Die, von Dipl.-Ing. P. Koll in Berlin. 1: Allgemeines. Die Freistrahlturbinen. Mit 113 Abbildungen. Nr. 541.

--II: Die Überdruckturbinen. Die

Wasserkrafkanlagen. Mit 102 Abbildungen. Nr. 542.

Wasserversorgung der Ortschaften

von Dr.-Zng. Robert Weyrauch. Professor an der Kgl. Technischen Kochschule Stuttgart. Mit 85 Fig. Nr. 5. Weberei. Textil - Jndirstrie II: Weberei, Wirkerei, Posamentiererei» Spitzen- u. Gardmen-fabrikalion und Filzfabrikarion von Prof. Max Gürtler, Geh. Reg.-Rat im König!. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 29 Figur. Nr. 185.

Wechselstromerzenger von Ing. Karl Pichelmayer. Prof, an der k. k. Technischen Kochschule in Wien. Mit 40 Figuren. Nr. 547.

Wechselwesen, Das, v. Rechtsanw. Dr. Rudolf Mothes in Leipzig. Nr. 103.

Wehrverfassung, Deutsche, von Geh. Kriegsrat Karl Endres. vortr. Rat im Kriegsministerium i. München. Nr. 401.

Werkzeugmaschinen für Holzbearbeitung, Die, von Zng. Professor Kerm. Wilda in Bremen. Mit 125 Abbildungen. Nr. 582.

Werkzeugmaschinen für Metallbearbeitung, Die» von Zng. Prof. Kermann Wilda in Bremen. I: Die

Werkzeugmaschinen für Metallbearbeitung, Die, II: Die Bohr-und Schleifmaschinen. Die Kobel-, Shaping- und Stoßmaschinen. Die Sägen und Scheren. Antrieb und Kraftbedarf. Mit 199 Abbildungen. Nr. 562.

Westprenszen. Landeskunde der Provinz Weftpreutzen von Fritz Braun, Oberlehrer am Kgl. Gym-nasium in Graudenz. Mit 16 Tafeln. 7 Textkarten u. 1 lith. Karte. Nr. 570.

Wettbewerb, Der unlautere» von

Rechtsanwalt Dr. Martin Wasser-mann in Kamburg. I: Generalklausel, Reklameauswüchse. Ausverkaufswesen, Angestelltenbestechung. Nr. 339.

--II: Kreditschädigung, Firmen- und

Namenmißbrauch, Verrat von Geheimnissen, Ausländerschutz. Nr. 535.

Wirbellose Tiere. Das TierreichVI: Die wirbellosen Tiere von Dr.

Ludwig Böhmig. Prof, der Zoologie an der Universität Graz. 1: Urtiere. Schwämme, Nesseltiere, Rippenquallen und Würmer. Mit 74 Fig. Nr. 439.

--II: Krebse, Spinnentiere. Tausendfüßer, Weichtiere, Moostierchen, Arm-süßer, Stachelhäuter und Manteltiere. Mit 97 Figuren. Nr. 440.

Wirkerei. Textil - Industrie II: Weberei, Wirkerei, Posamen-tiererei» Spitzen- u. (Sordinen* fabrikation und Filzfabrikation

von Prof. Max Gürtler. Geh. Reg.-Rat im König!. Landesgewerbeamt zu Berlin. Mit 29 Figur. Nr. 185.

Wirtschaftlichen Verbünde» Die, v.

Dr.LeoMüsfelmann i.Rostock. Nr.586.

Wirtschaftspflege. Kommunale Wirifchaftspflege von Dr. Alfons Rieß. Magistratsass. i. Berlin. Nr. 534.

Wohnungsfrage, Die, v.Dr.L.Pohle. Professor der Staatswissenschaften zu Frankfurt a. M. I: Das Wohnungswesen in der modernen Stadt. Nr. 495.

--II: Die städtische Wohnungs- und

Bodenpolitik. Nr. 496.

Wolfram von Eschenbach. Karl- Zeitungswesens, Allgemeine Gewann v. Aue, Wolframs. Eschen-    schichte des, von Dr. Ludwig Solo-

dach und Gottfried von Straß-    mon in Jena. Nr. 351.

2°,,-n.°hr° un»    d-r

Dr. K. Marold, Professor am König!.    dl^nzen von Pros. Di. K. Ml ehe

Friedrichskolleg, zu Königsberg i. Pr.    ¹¹¹    Mit 79 Abbild. Nr. 55b.

—    Nr. 22.    Zentral - Perspektive von Architekt

Wo^erbuch nach der neuen deut-    55ans Freyberger. neu bearbeitet von

f$.cn,, Rechtschreibung von Dr.    Professor 3. Vonderlinn, Direktor der

Kemnch Klenz. Nr. 200.    Kgl. Baugewerkschule in Münster i. W.

—    Deutsches» von Dr. Richard Loewe Mt 132 Figuren. Nr. 57. tn Berlin. Nr. 64.

—    Technisches, enthaltend die wichtig- Zimmerarbeiten vomCarl Opitz, Obersten Ausdrücke des Maschinenbaues.    lehrer an der Kaiser!. Technisch. Schule

Schiffbaues und der Elektrotechnik    in Straßburg i. E. I: Allgemeines,

von Erich Krebs in Berlin. I. Teil:    Balkenlagen, Zwischendecken u. Decken-

Deutsch-Englisch. Nr. 395.    bildungen, hölzerne Fußböden. Fach-

--tt. Teil: Englisch-Deutsch. Nr. 396.    werkswände. 55änge- und Spreng.

UI. Teil: Deutfch-Französ. Nr.453.    werke.    Mit 169 Abbild. Nr. 489.

—    — IV.Teil: FraiMs.-Deulsch. Nr.454.--II; Dächer. Wandbekleidungeu.

Geschichte v. Dr. Karl Weller. Prof, a. Karlsgymnas. i. Stuttgart. Nr. 462.

—    Landeskunde des Königreichs Württemberg von Dr. K. Kassert, Professor der Geographie an der Handelshochschule in Köln. Mit 16 Voll-bildern und 1 Karte. Nr. 157.

Zeichenschule von Professor K. Kimmich in Ulm. Mit 18 Tafeln in Ton-, Farben- und Golddruck und 200 Voll- und Textbildern. Nr. 39.

Zeichnen» Geometrisches, von 55. Becker. Architekt und Lehrer an der Baugewerkschule in Magdeburg. neu bearbeitet von Prof. 3. Vonderlinn, Direktor der König!. Baugewerkschule zu Münster. Mit 290 Figuren und 23 Tafeln im Text. Nr. 58.

Zeitungswesen, Das deutsche, v. Dr. Rob. Brunhuber, Köln a. Rh. Nr. 400.

—    Das moderne, (Syst. d. Zeitungs-lehre) von Dr. Robert Brunhuber in Köln a. Rh. Nr. 320.

Württemberg. Wurttembergische    Simsschalungen, Block-, Bohlen- und

Bretterwände, Zäune, Türen. Tore. Tribünen und Baugerüste. Mit 167 Abbildungen. Nr. 490. Zivilprozetzrecht, Deutsches» von Professor Dr. Wilhelm Kisch in Straß-burg i. E. LBände. Nr. 428 -430.

Zoologie, Geschichte der» von Prof. Dr. Nud. Burckhardt. Nr. 357.

Zündwaren von Direktor Dr. Alfons Bujard, Vorstand des Städtischen Chemischen Laboratoriums in Stuttgart. Nr. 109.

Zwangsversteigerung, Die» und die Zwangsverwaliung von Dr. F.

Krehschmar. Oberlandesgerichtsrat in Dresden. Nr. 523.

Zwirnerei. Textil - Industrie I: Spinnerei und Zwirnerei von

Prof. Max Gürtler, Geh. Regierungsrat im König!. Landesgewerbeamt zu | Berlin. Mit 39 Figuren. Nr. 184.

Weitere Bände sind in Sorbereifung.

Soeben erschien:

Der deutsche Student

Von

Prof. Dr. Theobald Ziegler

Elfte und zwölfte Auflage Gebunden 9R. 3.50

unter der

(^iese „Studentenpredigten", wie sie Paulsen genannt hat. haben sich

studierenden Jugend viele Freunde erworben. Und so war es nicht zu verwundern. daß das Buch feit seinem Erscheinen fast alljährlich eine neue Auflage er. lebte, herausgewachsen war es aus der sin-de-sieele-Stimmung vor der Jahr, hunderlwende, die besonders in studentischen Kreisen die herzen höher schlagen und das Blut rascher kreisen ließ, eben deswegen aber auch nach besonnener Führung sich sehnte. Eine solche fanden sie hier. Den Auflagen im neuen Jahrhundert fügte der Verfasser eine Nachtragsvorlesung hinzu zur Überleitung in ruhigere Bahnen und zur Ergänzung durch manches inzwischen Neugewordene. Im Winter 1905/06 aber hat er in Straßburg die Vorlesung über den deutschen Studenten noch einmal gehalten und hier vor allem die Vorgänge jener bewegten Zeit, des sogenannten „Hochschulstreites" und des Kampfes gegen die konfessionellen Korporationen freimütig und kritisch besprochen. Der neuen Auflage ist die Vorlesung in dieser späteren Fassung, wenigstens in der ersteren größeren Hälfte, zugrunde gelegt worden. Die fin-de-siecle-6timmung ist verschwunden, dafür sind die Probleme, die das Studentenleben im ersten Jahrzehnt des 20sten Jahrhunderts bewegt haben und bewegen, in den Vordergrund gerückt und so das Buch durchaus modernisiert und wieder ganz aktuell geworden. Dabei hat es eine nicht unbeträchtliche Erweiterung erfahren. Und dock ist der Geist des Buches der alte geblieben, es ist der Geist der Freiheit, die als akademische Studenten und Professoren gleichmäßig am herzen liegt, und der Geist eines kräftigen sittlichen Idealismus, der sich nicht fürchtet, Jünglinge zu wagen, damit Männer aus ihnen werden. Und auch der alte gute Freund des deutsche» Studenten ist der Verfasser geblieben, der ihn versieht, weil er ihn liebt. Das zeigt gleich von vornherein die Widmung des Buches an die Straßburger Studentenschaft. So ist es beim Abgang Zieglers von Straßburg zu einem Vermächtnis an feine jungen Freunde auf allen deutschen Hochschulen geworden, und soll nun auch in ber neuen Gestalt wieder vielen eine Hilfe werden und ein halt.

Soeben erschien:

Das Gefühl

Eine psychologische Untersuchung

Von

Prof. Dr. Theobald Ziegler

Fünfte, durchgesehene und verbesserte Auflage Broschiert M. 4.20, gebunden M. 5.20

flfls dieses Buch vor 19 Jahren zum ersten Mal erschien, da wirkte die Theorie des Verfassers von der Priorität des Gefühls und von dem Einfluß desselben auf

alle Gebiete des geistigen Lebens, vor allem auch auf Bewußtsein und Apperception, trotz des Vorgangs von Korwicz wie ein ganz Neues, das als gegen den Slrom der vorwiegend intellektualistifchen oder auch schon voluntaristischen Auffassung der Psycho-logte schwimmend wenig Gläubige fand. Siliern es hat sich trotz dieser anfänglichen Ablehnung durchgesetzt und gehört heute zu den meist gelesenen Schriften über Psy-chologie; die Anschauung, die es vertritt, steht längst nicht mehr vereinzelt da. Zu diesem sich Durchsetzen hat auch der Stil und die ganze Kaltung des Buches beige-tragen, die gleichweit entfernt sind von unwissenschaftlicher Popularität wie von trodteiter pedantischer Gelehrsamkeit. Auch die ästhetischen, ethischen und religions-philosophischen Abschnitte haben ihm viele Freunde erworben. Die neue, fünfte Stuf-läge, die schon nach vier Jahren wieder notwendig geworden ist» hält an dem vom Verfasser als richtig Erkannten durchaus fest, sie zieht sogar die Linien da und dort noch schärfer und bestimmter: insbesondere sind die Kapitel über das körperliche Gefühl und über die Gefühlsäußerungen in diesem Sinn und unter Berüdtsichtigung der neueren Forschung und ihrer Ergebnisse umgearbeitet und erweitert worden. Über-Haupt trägt die neue Auflage nach, was seit dem Erscheinen der vierten Auflage zur Lehre vom Gefühl wertvolles Neues zutage gefördert worden ist. und setzt sich dabei gelegentlich auch polemisch mit allerlei Angriffen und entgegenstehenden Anschauungen auseinander. So ist das Buch durchaus auf den neuesten Stand der psyä)ologischen Forschung gebracht und ergänzt, und ist doch in seinen Grundanschauungen und in seiner Anlage nach wie vor das alte geblieben.

Soeben erschien:

Grundriß einer Philosophie des Schaffens

als Kulturphilosophie

Einführung in die Philosophie als Weltanschauungslehre

Von

Dr. Otto Braun

Privatdozent der Philosophie in Münster i. W.

Broschiert M. 4.50, gebunden M. 5.—

(7\er Verfasser findet das Wesen der Philosophie darin, daß sie Gesamtwissenschast. d. h. Weltanschauungslehre ist: sie erhebt sich auf dem Fundament aller übrigen

Wissenschaften und sucht (induktiv) zu einem Weltbilde vorzudringen, dessen „Wahr-heit- durch seine personale Einheitlichkeit bedingt ist. Nachdem der Verfasser sich eine erkenntnistheoretische Basis geschaffen — es wird ein Real-Idealismus oertreten —, sucht er an ein Grunderlebnis anzuknüpfen, das er durch den Begriff „Schaffen- bezeichnet. Dieses Schaffen führt zur Entwicklung einer Kulturphilosophie — die Formen und Stoffe des Schaffens werden untersucht, und dann die Kaupt-gebiete des Kulturlebens in den Grundzügen dargestellt: Wissenschaft, Kunst. Religion, soziales Leben, Staat, Recht. Sitte, Ethik finden ihre Würdigung. So wird der Versuch gemacht, aus dem Wesen des modernen Geistes heraus eine systematische Weltanschauung zu gewinnen, wobei der kulturimmanente Standpunkt ausschlag. gebend ist. wenn auch eine kosmisch-metaphysische Vertiefung sich als notwendig zeigt, der Begriff des Schaffens wird durch einen geschichtsphilosophischen Überblick über das 19. Jahrhundert als notwendig und berechtigt erwiesen.

I. F. Kerbart

Grundzüge seiner Lehre

Von

Friedrich Franke

Broschiert M. 1.50, gebunden M. 2.—

tc{e Darstellung sucht in Kerbarts System möglichst direkt einzuführen, ohne von den späteren Fortbildungen auszugehen, läßt immer nach Kerbarts eigenen Weisungen die prinzipiellen Teile zuerst einzeln entstehen und darnach in den Zusammenhang treten, den die Betrachtung unserer praktischen Anliegen verlangt. Dabei ist dann auch vielfach Gelegenheit, auf die empirische Detailforschung und ihre philosophische Bearbeitung, auf die Kunstbewegung, die sozialen und politischen Aufgaben und anderes, was die Gegenwart bewegt, Blicke zu werfen.

Friedrich Nietzsche

Eine intellektuale Biographie

Von

Dr. 6. Friedlaender

Broschiert M. 2.80

vor allem die Er-

*1 fm einen Denker, wie Nietzsche, voll und ganz zu verstehen, ist 44- Kenntnis des Werdegangs seiner Ideen notwendig. Bei dieser schwierigen Arbeit ist das Buch von Friedlaender ein zuverlässiger Führer und Wegweiser. Denn der Untertitel »Intellektuale Biographie" bedeutet eben nichts anderes als eine Darstellung der philosophischen Entwicklung Friedrich Nietzsches. Von dem richtigen Grundsatz ausgehend, daß der späteste Nietzsche nur aus dem frühesten verstanden werden kann, behandelt der Verfasser nach einer orientierenden Einleitung zuerst dessen geniales Erstlingswerk: „Die Geburt der Tragödie aus dem Geiste der Musik", um dann darauf die späteren Schriften und deren Grundgehalt einzeln zu erläutern und den Fortschritt, der darin enthalten, festzustellen.

Die Reichsversicherungsordnung

Handausgabe mit gemeinverständlichen Erläuterungen in vier Bänden

Dr. Manes

von

Professor

Dozent der Handelshochschule Berlin

Dr. Mentzel

Regierungsrat

Mitglied des Reichsversicherungsamts

Dr. Schulz

Regierungsrat

Mitglied des Reichsversicherungsamts

Band 1: Die für alle Versicherungszwsige geltenden Bestimmungen der Reichsver-ficherungsordnung nebst Einleitung und Einführungsgeseh.

Band 2: Die Krankenversicherung.

Band 3: Die Unfallversicherung.'

Band 4: Die Invaliden- und Kinterbliebenenversicherung.

Preis: in vier Leinenbände gebunden M. 20 —

Jeder Band ist auch einzeln zu haben. :: Preis für Band 1 gebunden M. 7. Band 2 gebunden M. 4.80; Band 3 gebunden M. 6.—; Band 4 gebunden M. 4.20.

Das

Versicherungsgesetz für Angestellte

Handausgabe mit ausführlichen Erläuterungen von

Dr. Alfred Manes und Dr. Paul Königsberger

Professor    Landrichter

Preis in Leinwand gebunden M. 9.—.

Praktikum desZivilprozeßrechtes

von

Dr. Wilhelm Kisch

Professor an der Universität Straßburg t. E.

In Leinwand gebunden M. 4.80.

³¹    ' r 7 M

vs '    $ '‘iim 1 1 Es ti» i4 s 4^"ihi

OäKÖW

Einführung

in das

Deutsche Kolonialrecht

Von

Professor K. Edler von Koffmann

Studiendirektor der Akademie für kommunale Verwaliung in Düsseldorf

In Leinwand gebunden M. 6.—

(WXebr und mehr wendet sich die wissenschaftliche Arbeit dem Kolonialrechle zu. -vZl das sich auch als Gegenstand des wissenschaftlichen Unterrichtes eingebürgert

hat. Es fehlte aber bisher an einem auf den Resultaten der neueren Forschung beruhenden Lehrbuche des Deutschen Kolonialrechts. Das vorliegende Werk versucht es, diese Lücke auszufüllen. Es will aber nicht nur der Ergänzung des akademischen Unterrichtes dienen, es will auch dem Kolonialpraktiker ein Wegweiser durch die Unzahl von kolonialen Rechtsnormen fein. Die ganze Anlage des Werkes ist dadurch bedingt, daß es sich um eine „Einführung" handelt, d. h. nicht um eine Zusammen-stellung all und jeder kolonialrechtlichen Normen, fonbem um eine dogmatische Be-Handlung des wichtigsten Stoffes. Dem Lehrzwecke entsprechend, ist zur besseren Beleuchtung und Hervorhebung der deutschen Rechtsnormen das fremde Kolonialrecht, insbesondere das englische, zum Vergleiche herangezogen worden.

Das Buch will ein rechtswissenschaftliches fein, kolonialpolitische Erörterungen treten deshalb völlig zurück, jedoch ist. wo dies notwendig ist, stets auf die kolonial-politischen Gesichtspunkte verwiesen worden, durch die die Gesetzgebung bestimmt wird.

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