Die Fortschritte der Physik im Jahre ...: 1883, Jahrgang 39, Abteilung 3 Die Fortschritte der Physik der Erde im Jahre 1883 [Reprint 2020 ed.] 9783112365823, 9783112365816

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Die

Fortschritte der Physik im Jahre 1883. Dargestellt von

der physikalischen Gesellschaft zu Berlin. XXXIX. Jahrgang. Abth.

I.:

Physik der Materie.

(Molecularphysik, Mechanik, Akustik.)

Abth. II.:

Physik des Aethers. (Optik, Wärme, Elektricität.)

Abth. III.:

Physik der Erde.

Die

Fortschritte der Physik Im

Jahre

1883.

Dargestellt von

der physikalischen Gesellschaft zu Berlin.

XXXIX. Jahrgang. Dritte Abtheilung, enthaltend:

Physik der Erde. Redigirt von

Prof. Dr. B. Schwalbe.

Berlin. Druck und Verlag von Georg Reimer.

1890.

Di© Fortschritt© der

Physik

der

Erd

im Jahre 1883.

Dargestellt von

der physikalischen Gesellschaft zu Berlin.

Redigirt von

Prof. Dr. B. Schwalbe.

Berlin. Druck und Verlag von G e o r g R e i m e r .

1890.

Erklärung der Abkürzungen. Die Erklärung der Abkürzungen ist der ersten Abtheilung der Fortschritte beigegeben. Vergl. auch die früheren Bände der Fortschritte und die Bemerkungen am Schluss dieses Bandes. Eine gedrängte Uebersicht der benutzten oder für die Fortschritte zu benutzenden Litteratur soll gesondert veröffentlicht und so leicht zugänglich gemacht werden. Die Abkürzungen werden dabei berücksichtigt. In einem Anhang findet sich eine Ergänzung für die Erklärung der Citate. Man vergl. im Uebrigen die Einleitung zu Bd. 1880, XXXVI, 3. Abth. p. 2ff.

Uebersicht der Abschnitte. VI, 41. A s t r o p h y s i k . Allgemeines. Theorie der Gestirnbewegungen. tungen an Observatorien. B. Die Planeten und ihre Trabanten. C. Die Fixsterne und Nebel. D. Die Sonne. E. Die Kometen. F. Die Sternschnuppen. 6 . Meteorsteine. H.. Das Polar- und Zodiakallicht. A.

A. B. G.

Beobach-

VI, 42. M e t e o r o l o g i e . Allgemeines. Theorien. Kosmische Meteorologie; allgemeine Eigenschaften der Atmosphäre (Zusammensetzung etc.) Apparate. Meteorologische Optik.

Erklärung der Abkürzungen. Die Erklärung der Abkürzungen ist der ersten Abtheilung der Fortschritte beigegeben. Vergl. auch die früheren Bände der Fortschritte und die Bemerkungen am Schluss dieses Bandes. Eine gedrängte Uebersicht der benutzten oder für die Fortschritte zu benutzenden Litteratur soll gesondert veröffentlicht und so leicht zugänglich gemacht werden. Die Abkürzungen werden dabei berücksichtigt. In einem Anhang findet sich eine Ergänzung für die Erklärung der Citate. Man vergl. im Uebrigen die Einleitung zu Bd. 1880, XXXVI, 3. Abth. p. 2ff.

Uebersicht der Abschnitte. VI, 41. A s t r o p h y s i k . Allgemeines. Theorie der Gestirnbewegungen. tungen an Observatorien. B. Die Planeten und ihre Trabanten. C. Die Fixsterne und Nebel. D. Die Sonne. E. Die Kometen. F. Die Sternschnuppen. 6 . Meteorsteine. H.. Das Polar- und Zodiakallicht. A.

A. B. G.

Beobach-

VI, 42. M e t e o r o l o g i e . Allgemeines. Theorien. Kosmische Meteorologie; allgemeine Eigenschaften der Atmosphäre (Zusammensetzung etc.) Apparate. Meteorologische Optik.

YUj

D. E. F. 6. H. J.

Verzeichniss der Abschnitte.

Temperatur. Luftdruck und Höhenmessungen. Winde. Feuchtigkeit, Wolken und Nebel. Atmosphärische Niederschläge. Allgemeine Beobachtungen (Klimatologie), Beobachtungen auf Reisen. VI, 43. E r d m a g n e t i s m u s . VI, 44.

B.

A.

Atmosphärische Erdströme.

Elektricität.

VI, 45. P h y s i k a l i s c h e G e o g r a p h i e . Physik des Wassers. 1. Meere (Oceanographie). 2. Seen. 3. Flüsse. 4. Quellen, Grundwasser. 5. Glacialphysik. Eis, Eiszeit, Gletscher. Physik der Erde. 1. Ortsbestimmungen, Pendelbeobachtungen, allgemeine Eigenschaften der Erde (Dichte etc.). 2. Boden- und Erdtemperatur. 3. Vulkane. 4. Erdbeben. 5. Hebungen und Senkungen, Gebirge, Thalbildungen, Niveauveränderungen, besondere Verwitterungserscheinungen. 6. Theorien der Erdbildung.

VI, 46.

G e o g r a p h i e u n d R e i s e n , in d e n e n p h y s i k a l i s c h e B e o b a c h t u n g e n sich vorfinden*), cf. frühere Bemerkungen.

*) Auch in diesem Jahre konnte dieser Abschnitt nicht berücksichtigt werden.

I

n

h

a

l

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.

Sechster Abschnitt.

Physik

der

Erde.

41. Astrophysik.

Seite

A.

A l l g e m e i n e s , T h e o r i e der G e s t i r n b e w e g u n g e n . B e o b a c h u n g e n von O b s e r v a t o r i e n . LOEWY. Nene Methoden zur Bestimmung der Rektascension der Sterne — — Neue Methode zur Messung der Poldistanz der Sterne . .

3 4

D'ABBADIE.

4

Bemerkungen

Neue Methode zur Bestimmung der Rektascension und absoluten Deklination der Sterne . C H . ANDRE und GONNESSIAT. Bestimmung der Rektascension der Circumpolarsterne F . GONNESSIAT. Heber die Methode LOEWY'S zur Bestimmung der Rektascension der Circumpolarsterne . . . . . . . . . . . CALLANDREAU. Methoden zur Bestimmung der Oerter der Circumpolarsterne D. GILL. Beobachtungen an der Capsternwarte. 1882 E . C. PICKERING. 3 7 . Bericht der Sternwarte von Harvard College — — 38. Bericht der Sternwarte vom Harvard College . . . . MOUCHEZ. Abhandlungen der Pariser Sternwarte E. C. PICKERING. Photographische Astronomie CH. V. ZENGER. Astrophotographische Studien H . SEELIGER. Ueber ZENGER'S Periodicität der Kometen . . . . JANSSEN. Verschiedene Punkte der Astrophysik Fortschritte der Astronomie während der letzten Jahre VOGEL und MÜLLER. Spektroskopische Untersuchungen der Sterne H. SEELIGER. Ueber die Vollständigkeit wiederholt ausgeführter Durchmusterungsarbeiten . . . . ,

5 5 5 6 6 6

7 8 8 9 9

10 10 11

13

X

Inhalt. Seite P. HARZER. Untersuchung über die astronomische Strahlenbrechung auf Grund der Differentialgleichungen der elastischen Lichtbewegungen in der Atmosphäre 14 M. MITTENZWEY. Ueber die Auslöschung des secundaren Spectrums in grossen Refractoren 15 LOEWY. Beschreibung eines neuen Aequatoreals 16 L. DE BALL. Bestimmung der Constante der täglichen Nutation . 16 W. FÖRSTER. Ueber die Bewegungen der die Hauptinstrumente der Berliner Sternwarte tragenden Grundpfeiler und eine bei diesen Bewegungen hervortretende nahezu elfjährige Periodicität 17 H. GYLDFN. Zur Frage über die Stabilität des Sonnensystems . 18 Litteratur 18 B. P l a n e t e n u n d Mond. Einige allgemeine Arbeiten. Litteratur 25 M e r k u r , Litteratur 26 Venus 27 Venusdurchgang, 6. December 1882 27 Venusdurchgang 1882. Vorläufige Berichte 27—28 Litteratur 29 33 ZENGER. Sichtbarkeit der dunkeln Seite der Venus Mars-Litteratur 34 Kleine Planeten. Litteratur 35 KONONOWITSH. Photometrische Beobachtungen des Mars, Jupiter und Saturn 34 W. F. DENNING. Umdrehungsperiode des Jupiter . . . . . . . 35 A. Riccö. Astrophysische Beobachtungen des Jupiter 37 A. DE GOTHARD. Physikalische Beobachtungen des Jupiter und Mars 37 A. C. RANYARD. Ueber den Rand des Planeten Jupiter . . . . 38 Litteratur 38 P. KEMPF. Bestimmung der Jupitermasse 39 WENTWORTH ERCK. Verschwinden der Jupiter-Trabanten . . . 39 S. S. JOHNSON. Der Jupiter ohne sichtbare Trabanten . . . . 39 "W. P. DENNING. Das scheinbare Verschwinden der JupiterTrabanten am 14. Oktober 39 A. CORNU. Ueber die Grenzen der Genauigkeit bei den Bestimmungen der Verfinsterungen der Jupiter-Trabanten 40 A . CORNÜ und A . OBRECHT. Photometrische Beobachtungen der Verfinsterungen der Jupiter-Trabanten 40 *A. OBRECHT. Photometrische Beobachtung eines Fixsterns des ersten Jupiter-Trabanten 40 GAILLOT. Störungen des Saturn durch die Wirkungen des Jupiter 40

Inhalt. Litteratar Neue Messungen an den • Saturnringen Dimensionen des Saturn und Beobachtungen mit dem Zehnzöller der Sternwarte zu Genf (1881) G. V. SCHIAPARELLI. Die Ringe des Saturn M. W . METER. Ueber die Bildung der Trennungslinien in den Saturnringen A. HALL. Ueber die Masse des Saturn M . W . MEYER. Definitive Bestimmung der Bahnen von sechs Saturnsatelliten und der Masse der Planeten . . . . . . . — — Positionsbestimmungen von Saturnsatelliten, während der Opposition 1881, ausgeführt mit dem Zehnzöller der Sternwarte zu Genf A . RANYARD. Ueber den schmalen Gürtel, gesehen auf dem Saturn Litteratur M . W. MEYER. Durchmesser des Uranus A. SAFARIK. Uranus G. V. SCHIAPARELLI. Uranus C. A. YOUNG. Ekliptik des Uranus E. MILLOSEVICH. Durchmesser des Uranus Litteratur C. F i x s t e r n e u n d Nebel. F. RANCKEN. Ueber die Eigenbewegungen der Fixsterne . . . . J. F. j . SCHMIDT. Veränderliche Sterne 1882, beobachtet zu Athen Fr. DEICHMÜLLER. Ueber einen neuen veränderlichen Stern im Sternbilde Lacerta G . D . E . WEYER. Ueber die Beobachtungen von SAMUEL REYHER in Kiel (Mira Ceti) E. SCHÖNFELD. Einige Bemerkungen über Mira Ceti G. KNOTT. Veränderlicher Stern U-Cephei SCHMIDT'S veränderlicher Stern nahe der Spica E. v. GOTHARD. Beobachtung der hellen Linien in dem Spectrum von Y Cassiopeiae N. v. KONKOLY. Spectroskopische Beobachtung von y Cassiopeiae E . L . TROUVELOT. Der rothe Stern während der totalen Sonnenfinsterniss 6. Mai 1883 PERROTIN. Ueber den Doppelstrom 2 2 4 0 0 des Dorpater Catalogs A . M . "W. DOWNING. Die relative Bewegung der Componenten von 6 p Eridani E . v. GOTHARD. Spectroskopische Untersuchungen von Fixsternen Litteratur zu Nebel 0 . STRUVE.

XI Seite 41 41

M . W . MEYER.

42 43 43 44

44

44 44 45 45 45 46 46

46 46 47 47 47 48 48

48 49 49 49 50 50

50 51

53

Inhalt.

XII

D. S o n n e . E. H. COOK.

Seite Die Theorie der Sonne . . . .

WILLIAM SIEMENS.

VIOLLE. FAYE.

.

E r h a l t u n g der Sonnenenergie

Bemerkungen über die letzte Mittheillung SIEMENS' . . Ebendarüber

54 54

55 55

—

— Die mechanische und physikalische Constitution der Sonne THOLLON. Erklärung einiger Erscheinungen der Sonne durch die Spectroscopie FAYE. Erwiderung auf THOLLON'S Erklärung THOLLON.

Gegen FAYE'S B e m e r k u n g e n

FAYE. Ueber einen die Theorie der Sonne betreffenden Einwurf von TACCHINI DDPONCHEL. Erhaltung der Energie der Sonne und Periodicität der Sonnenflecke A. SCHUSTER. Innere Constitution der Sonne WERNER SIEMENS. Ueber die Zulässigkeit der Annahme eines elektrischen Sonnen-Potentials und dessen Bedeutung zur Erklärung terrestrischer Phänomene J. WILSING. Neue Bestimmung der Rotationselemente der Sonne L. RESPIGHI. Beobachtungen über den Horizotaldurchmesser der Sonne, ausgeführt am Observatorium von Campidoglio 1880/81 ABBE. Die Sonnenflnsterniss Juli 1878 JANSSEN. Beobachtung der Sonnenflnsterniss vom 6. Mai . . . Ueber die Beobachtung der Sonnenflnsterniss vom 6. Mai 1883 in Oceanien TACCHINI. Ueber die Sonnenflnsterniss am 5. Mai, beobachtet auf den Carolinen SCHUSTER und ABNEY. Die totale Sonnenflnsterniss vom 1 7 . Mai 1882 LOCKYER. Ueber die letzte und die kommende totale Sonnenflnsterniss OPPOLZER. Ueber eine von ARCHILOCHOS erwähnte Sonnenflnsterniss WILLIAM SIEMENS. Temperatur, Licht und Gesammtstrahlung; Bestimmung der Sonnenwärme auf elektrischem Wege . . . . 0. FRÖLICH. Messungen der Sonnenwärme JULIUS MAURER. Theorie der atmosphärischen Absorption der Sonnenstrahlung G. MÜLLER. Untersuchungen über die Helligkeitsänderungen in verschiedenen Theilen des Sonnenspectrums bei abnehmender Höhe der Sonne über dem Horizont

56 57 58

58

58 59 59

59 63 63 64 64 65 66 66 66 67 67 68 69

70

Inhalt. und LANGLEY. Sonnenlicht und Himmelslicht in grossen Höhen COPELAND. Astronomische Untersuchungen an hochgelegenen Orten in den Anden LANGLEY. Die auswählende Absorption der Energie der Sonne . RAYLEIGH. Vertheilung der Energie im Spectrum

xni Seite

ABNEY

CROYA.

Sonnenphotometer

J. B. HENNESSEY. Actinometrische Beobachtungen in Indien zu Mussooree und Dehra 1880/81 JANSSEN. Ueber verschiedene Punkte der Astrophysik . . . . CH. V. ZENGER. Astrophotographische Studien H. BECQUEREL. Photographie des ultrarothen Theiles des Spectrums. Wellenlänge der hauptsächlichsten Strahlen . . . . LIYEING und DEWAR. Sonnenflecke und terrestrische Elemente in der Sonne DESAINS. Ueber das Sonnenspectrum mit Steiusalzprismen . . . THOLLON. Gebrauch des Horizontalobjectivs für die spectroskopischen Beobachtungen der Sonne C. A. YOUNG. Spectroskopische Bemerkungen PIAZZI SMYTH. Spectroskopische Beobachtungen in Madeira 1881/82 Spectrum des grossen Sonnenflecks von 1882, 11. bis 25. Novbr., beobachtet zu Greenwich TH. BREDICHIN. Spectroskopische Beobachtungen der Sonne 1882 und 1883 EGOROFF. Hervorbringung der Linien A und B durch absorbirenden Sauerstoff S. J. PERRY. Bemerkungen über die Chromosphäre CH. FIEVEZ. Ueber die Gegend A—C im Sonnenspectrum . . . L. DE ROYAUMONT. Anwendungen der Sonnenwärme A. PIFRE. Heliodynamik und Anwendung der Sonnenwärme . JULIUS SCHMIDT. Zählung der Sonnenflecke 1 8 8 2 zu Athen . . TACCHINI. Beobachtung der Sonnenflecke und -Fackeln zu Rom 4. Quartal 1882 — — Sonnenflecke und -Fackeln, beobachtet zu Rom 1881 und 1882 R. WOLF. Sonnenflecken-Statistik für das Jahr 1882 A. WOLFER. Beobachtungen von Sonnenfleckenpositionen auf der Sternwarte in Zürich ' SPOERER. Aenderung der heliographischen Breite der Sonnenflecken die Winkelgeschwindigkeit in der Breite l, a und 6 Constanten bedeuten.

FA.YE.

THOLLON.

57

Das Doppelspiel der auf- und absteigenden Ströme soll beim Erkalten einer Sonne die periodische Aenderung der Strahlung bewirken. Wegen der ungleichen Geschwiadigkeit in verschiedenen Breiten (6sin J /) entstehen iu der Photosphäre Wirbel, welche die obere, verhältnissmässig kalte Schicht, die fast ausschliesslich aus Wasserstoff besteht, in sich hineinziehen und so den schwarzen Kern der Sonnenflecken bilden. Die Theilung solcher Wirbel, welche wir bei unsern Luftwirbeln häufig beobachten können, erklärt die Theilung der Sonnenflecke. Der in die Sonnenflecke hineingezogene Wasserstoff gelangt in Form von Fackeln und Protnberanzen wieder in die Chromosphäre zurück. Die ungeheure Höhe, welche die Protuberanzen erreichen, wird durch den geringen Widerstand des fast absoluten Vacuums, das ausserhalb der Chromosphäre herrscht und durch eine von der Sonne ausgehende Abstossung erklärt, welche durch die Gestalt der Kometen deutlich angezeigt wird. Die ausserordentliche Geschwindigkeit, womit sich die Protuberanzen verbreiten, soll nur eine scheinbare sein. Der Wasserstoff kühlt sich durch die Expansion ab, verliert seine Leuchtkraft und wird dann durch die riesige Wärmestrahlung der Sonne von unten nach oben bin wieder zum Glühen gebracht. Dieses Glühen pflanzt sich sehr schnell von einer Stelle der Protuberanz zur andern fort und erzeugt die Illusion, als ob sich der die Protuberanz bildende Wasserstoff mit derselben Geschwindigkeit bewegte. Pm.

Sur l'interprétation de quelques phénomènes de spectroscopie solaire. C. R. XCVII, 7 4 7 - 7 4 9 f ; Mondes ( 3 )

THOLLON.

VI, 347-386.

Wendet sich gegen die Ansicht von F A Y E , dass die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Protuberanzen eine nur scheinbare sei. Vielmehr spricht die Uebereinstimmung der für diese Geschwindigkeit aus der Ausbreitung der Protuberanzen und der Verschiebung der Spectrallinien gefundenen Zahlen, deren Maximalwerth überdies auch den cometarischen Geschwindigkeiten an

58

41.

Astrophysik.

der Sonnenoberfläche entspricht, für die Realität der beobachteten Geschwindigkeiten. Pm. R é p o n s e à u n e N o t e de M. THOLLÛN sur l'interprétation d'un p h é n o m è n e de s p e c t r o s c o p i e solaire.

FAYE.

C. R. XCVII, 779-782f ; Mondes (3) VI, 302.

Antwort auf das vorhergehende. Die Theorie kann die Geschwindigkeit von 100—150 Meilen in der Sekunde nicht erklären und die spectroskopische Beobachtung ist sehr unsicher, da häufig nur die Wasserstoff-Linien verschoben sind, während die Linien der mit dem Wasserstoff gemischten Gase unverändert bleiben. Auch hat P. S E C C H I ausserhalb der Chrotnosphäre Wolkenbildungen beobachtet, welche der Theorie des Verfasser vollständig entsprechen. Pm.

O b s e r v a t i o n s sur u n e R é p o n s e d e M. F A Y E , c o n c e r n a n t d i v e r s p h é n o m è n e s de s p e c t r o s c o p i e s o laire. C. R. XCVII, 900-902f.

THOLLON.

Bemerkungen zu dem Vorhergehenden. Wenn wir im Spectroscop bei einer Linie keine Verschiebung beobachten können, so folgt daraus nicht, das« sie nicht vorbanden ist, da eine grosse Intensität nöthig ist, um die Verschiebung zu bemerken. Ausserdem sind die Dimensionen der Protuberanzen so gewaltige, dass der Wasserstoff von andern Gasen, die wir im Spectrum der Protuberanz gleichzeitig beobachten, sehr weit entfernt und daher in ganz anderer Bewegung sein kann. Keine Beobachtung widerspricht bis jetzt der Theorie von der schnellen Bewegung der Protuberanzen. Pm. Sur une o b j e c t i o n de M. TACCHINI, r e l a t i v e à la théorie du S o l e i l , d a n s les „ M e m o r i e d e g l i S p e t t r o s c o pisti italiani". C. R. XCVI, 811-816f; Mondes (3) IV, 534-535.

FAYE.

Widerlegung eines Einwandes, welchen Hr. T A C C H I N I in Folge der Beobachtung von schnell verschwindenden Protuberanzen bei der Theilung eines Sonnenfleckes gegen die Wirbeltheorie des Verfassers gemacht hat. Pm.

THOLLOX. DUPONCHEL.

des taches

FAYE.

DOPONCHEL.

59

SCHUSTER etc.

Conservation de l'énergie et périodicité du Soleil. C.R. XCVI, 319, I4l8-1419f; Mondes

(3) V, 108-111, 170-172.

Prioritätsanspruch auf das Grundprincip der SiEMENs'schen Sonnentheorie (C. R. LXXVIII, 1016. Diese Fortschr. 1874. 1384) und nochmalige kurze Zusammenfassung der Theorie des Verfassers. Dieselbe erklärt sehr einfach die Veränderlichkeit der Helligkeit von Sternen. Die Helligkeit hängt nicht blos ab von der Nähe des Sternes, sondern auch von seiner Stellung gegen deD Beobachter. Er ist desto heller, j e mehr die Richtung, in welcher wir ihn sehen, mit der Ebene seines Aequators zusammenfällt. Ein Wechsel der Helligkeit erklärt sich daher durch periodische Aenderung des Winkels zwischen den Aequatorialebenen des Sternes und der Erde. Pm.

A.

SCHUSTER.

On t.he Internal Constitution of Sun.

Rep. Brit. Ass. 1883, 4 2 7 - 4 2 9 f ; Nature XXVIII, 606.

Wir müssen annehmen, dass die Sonne sich im gasförmigen Zustand befindet; die Temperaturvertheilung in ihr muss daher durch das adiabatische Gesetz bestimmt sein. Bei der theoretischen Behandlung dieses Problems sind die Differentialgleichungen leicht aufzustellen. Ihre Integration hat der Verfasser für zwei specielle Werthe des Verhältnisses (k) der specifischen Wärmen ausgeführt. Wird k = 1,2 gesetzt, so ergiebt sich der Sonnenhalbmesser um mehr als millionenmal zu gross; für k = 2 findet sich, dass der Radius fast verschwindend klein wird. Also muss der Werth von k zwischen 1,2 und 2 liegen, d . h . ungefähr dieselbe Grösse haben wie für die irdischen Gase. Der Verfasser glaubt, dass der den Beobachtungen entsprechende Werth k = 4/, ist. Pm. Ueber die Zulässigkeit der Annahme eines elektrischen Sonnen-Potentials und dessen Bedeutung zur Erklärung terrestrischer Phänomene.

WERNER SIEMENS.

Bert. Sitzber. 1883, Nr. 26, 625-646f;

Phil. Mag. (5) XVI, 161 bis

60

41. 181;

SILL. J .

Astrophysik.

XXVI, 406-407;

Naturf. 1883,

241-245;

Engineering

XXXVI, 437.

Der Bruder des Verfassers, Sir W I L L I A M SIEMENS hat die Hypothese aufgestellt, dass die Sonne ein hohes elektrisches Potential besässe, welches vielleicht die Erscheinung des Zodiakallichtes hervorbrächte. Er erklärt die Entstehung und Erhaltung dieses elektrischen Potentials durch Reibung der nach seiner Theorie der Sonne in ihren Polarregionen aus dem Weltraum zuströmenden, durch die von ihr ausgehenden Licht- und Wärmestrahlen dissociirten Materie. Diese würde nach eingetretener Verdichtung wieder verbrennen und dann dem Sonnenäquator zuströmen. Hierbei würde sie durch Reibung mit dem rotirenden Sonnenkörper elektrisirt werden und dann durch die Centrifugalkraft der Sonnenrotation im elektrisirten Zustande von Neuem im Weltraum verbreitet. Die Richtigkeit dieser Theorie vorausgesetzt könnte man annehmen, dass der als leitend und von dem ihn umgebenden Flammenmeer, der Photosphäre, isolirt gedachte Sonnenkörper die eine der durch die Reibung getrennten Elektricitäten festhielte, während die andre im Weltraum durch Convection verbreitet würde. Da diese Convection über die Bahnen der Planeten weit hinausgehen müsste, so müsste der Sonnenkörper für die Planeten ein elektrisches Potential haben und vertheilend auf sie wirken. Diese aus der SiEMENs'schen Theorie folgende Möglichkeit der Annahme eines elektrischen Sonnenpotentials spricht sehr für diese Theorie, da einige der bedeutendsten terrestrischen Naturerscheinungen durch dasselbe ihre bisher vergeblich gesuchte Erklärung finden würden, und da andrerseits bei dem jetzigen Stande der naturwissenschaftlichen Kenntniss kaum eine andere Erklärung für das Vorhandensein eines elektrischen Sonnenpotentials zu finden sein wird. Zunächst wendet sich Hr. SIEMENS gegen den wichtigsten von den HHrn. F A Y E und H I R N der Theorie seines Bruders entgegengestellten Einwand, dass die Unveränderlichkeit der Umlaufszeit der Planeten um die Sonne die Annahme eines mit Materie erfüllten Raumes principiell nicht zuliesse, indem er aus

SIEMENS.

61

dem Vorhandensein der Sonnenrotation, den Schluss zieht, dass die von der Sonne ausgesandte Materie sich im ganzen Weltraum mit planetarischer Geschwindigkeit in Richtung des Sonnenäquators bewegt. Es würde also nur ein hier zu vernachlässigender Widerstand in Folge der Neigung der Ekliptik zur Ebene des Sonnenäquators stattfinden, auf den vielleicht die beobachtete Verminderung dieses Neigungswinkels zurückzuführen sein wird. Wenn hiernach aber auch die Möglichkeit der Entstehung eines elektrischen Sonnenpotentials durch Friction und continuirliche Entfernung der mit der einen Elektricität geladenen Körpertheile von der Sonne gegeben ist, so bleibt der Mechanismus dieser Elektrisirung doch noch sehr dunkel. Bestimmte Vorstellungen hierüber sind sehr schwer zu gewinnen, da wir über das elektrische Verhalten der Gase bei den hier in Betracht kommenden hohen Temperaturen und in dem im Sonnen-Innern herrschenden kritischen Zustand nichts sicheres wissen. Die Möglichkeit der Annahme eines elektrischen Sonnenpotentials erhebt sich zum Range grosser Wahrscheinlichkeit, wenn man die Leichtigkeit betrachtet, mit welcher sich schwierige, bisher noch ungelöste Probleme terrestrischer Naturerscheinungen mit ihrer Hülfe lösen lassen. Hat die Sonne ein hohes elektrisches Potential, so rnuss sie vertheilend auf alle Himmelskörper, also auch auf die Erde wirken, die frei werdende entgegengesetzte Elektricität wird in den Weltraum abgeleitet (Nord und SüdLichter.) Dass dies vorzugsweise in den Polargegenden der Erde stattfindet, kann darin seinen Grund haben, dass die polare Luft stärker elektrisch ist, die mit den Nord- und SHdlichtern in innigem Zusammenhang stehenden Erdströme sind dann als eine nothwendige Consequenz des vorzugsweise in den Polargegenden stattfindenden Ausgleiches der Intensitätsschwankungen der Sonnen- und Erdelektricität zu betrachten. Ferner drängt sich die Frage auf, ob nicht der Erdmagnetismus selbst als eine elektrodynamische Wirkung der elektrischen Ladung der Erde aufzufassen ist, hervorgebracht durch die Rotation der auf der Erdoberfläche ausgebreiteten Elektricität. In ähnlicher Weise giebt die Annahme eines elektrischen

62

41.

Astrophysik.

Sonnenpotentials auch die Handhabe für die Erklärung der Luftelektricität und der Gewitterbildung. Die Erklärung der Luftelektricität ergiebt sich aus der schon von L A M O N T gemachten und aus unserer Hypothese unmittelbar folgenden Annahme, dass die Erde elektrisch negativ geladen sein müsste. Zur Erklärung der Gewitterelektricitätscheint aber die geringfügige und wechselnde atmosphärische Elektricität nicht ausreichend zu sein, vielmehr bietet sich als ergiebige Quelle für die gewaltigen, besonders bei tropischen Gewittern zur Erscheinung kommenden Elektricitätsmassen die elektrische Ladung der Erde durch Sonneninfluenz dar. Die aus Wassertropfen gebildete leitende Wolke kann entweder durch Vertheilung oder durch Leitung von der Erde elektrisirt werden, das letztere wird am häufigsten am Abhänge steiler Berge eintreten, daher der Gewitter bildende Einfluss der Gebirge. Die Entstehung der die Gewitterelektricität enthaltenden Wolken wird dagegen auf blosse Einwirkung der auf- und niedergehenden Luftbewegung, ohne Mitwirkung der Elektricität, zurückgeführt. Es könnte der Theorie des elektrischen Sonnenpotentials noch der Einwand entgegengestellt werden, dass die elektrische Anziehung zwischen der Sonne und den Planeten und die Abstossung, welche letztere auf einander und auf ihre Trabanten ausüben mttssten, die Grundlagen der astronomischen Rechnungen modiliciren würde, da neben der Gravitation dann noch eine 1 weitere Kraft, die elektrische, in Rechnung zu ziehen sei. Dieser Einwand ist vollkommen berechtigt. Da aber die elektrische Kraft, ebenso wie die Gravitation, im Verhältniss der Quadrate des Abstandes der Mittelpunkte steht, so würden die Bahnen der Planeten unverändert bleiben, wenn ein Theil der Gravitationsanziehung durch eine elektrische ersfetzt -wird. Nur das berechnete Verhältniss der Massen der Sonne und der Planeten zu der der Erde würde sich ändern; Dagegen müssen die störenden Einflüsse, welche die Planeten und deren Trabanten gegenseitig auf ihre Bahnen ausüben, sich ändern, wenn die Gravitation durch elektrische Abstossung vermindert wird. Vielleicht ist es der Astronomie vorbehalten, aus den Stö-

"WLLSING.

RESPIÖHI.

GG

rungen der Bahnen des Merkurs, der Asteroiden und der Trabanten den Beweis der Existenz oder Nichtexistenz feines elektrischen Sonnenpotentials zu führen. Pm.

J.

W I L S I N FR.

der Sonne.

Neue

Bestimmung

der Rotationselemente

Astr. Nachr. CVII, Nr. 2 5 6 2 , 2 7 7 - 2 8 6 f .

Das von dem Objectiv eines Fernrohrs (0,16 m Oeffnung und 4,0 m Brennweite) entworfene Sonnenbild von etwa 100 mm Durchmesser wurde photographirt und dann auf den Platten die Lage eines regelmässig runden, daher in relativer Ruhe befindlichen Sonnenfleckes mikrometrisch ausgemessen; aus der Veränderung dieser Lage wurden die Elemente der Sonnenrotation bestimmt. Dabei musste die Eigenbewegung des Fleckes berücksichtigt werden. Es ergab sich: ß = 75,78°+l,40° (1882,0), i = 7,16°+0,09 0 . Diese Werthe zeigen eine genügende Uebereinstimmung mit den von CARRINGTON ( ß = 73,13°, ¿ = 7 , 2 5 ° ) und S P O E R E R ( ß = 74,82° i = 6,97°) gefundenen Zahlen, sodass irgend merkbare Aenderungen der Elemente sich nicht nachweisen lassen. Die Umdrehungszeit ergiebt sich: V = 25,l72d. Pm.' L.

RESPIGHI. Osservazioni de! diametro orizzontale del Sole fatte al R. Osservatorio in Campidoglio negli anni 1880 e 1881. Atti dei Line. Mem. ( 3 ) XIII, 5 0 - 8 0 f .

Die Messung der scheinbaren Grösse des Sonnendurchmessers wurde nach der schon seit einigen Jahren auf demselben Observatorium befolgten Methode ausgeführt. Dieselbe besteht im wesentlichen darin, dass gleichzeitig von mehreren Beobachtern die Berührungszeiten der Ränder des Sonnenbildes, welches von einem Fernröhr entworfen wird, mit 7 Ocularfäden notirt werden. Im Jähre 1880 wurden 257 Durchgänge der Sonnenscheibe beobachtet, davon 148 von vier, 79 von drei, 29 von zwei und 1

41.

64

Astrophysik.

von einem Beobachter. Im Jahre 1881 waren die entsprechenden Zahlen 234, 136, 81, 16 und 1. Es ergab sich im Mittel für die scheinbare Grösse des Soonenbalbmessers, bezogen auf die mittlere Entfernung: 1881: J = 961,17". Maximalwerth 963,6" Minimalwerth 959,3" 1880: A — 961,14". 963,8" 959,1. Beide Werthe sind kleiner als der im Nautical Almanac von London angenommene Werth 961,82". Die in früheren Jahren vom Verfasser angestellten Messungen ergaben: 1879: J = 961,08, 1878: J — 961,23, 1877: J = 961,08. Es ist also keine messbare Veränderung des Sonnendurchmessers in den Jahren 1877—1881 wahrnehmbar. Pm.

ABBE.

Report on the Solar Eclipse of July

Prof, papers of the U. S. Sign. Serv.

1878.

Washington 1881.

Nro. 1.

1-186+. Enthält eine sehr ausführliche Beschreibung der in den .verschiedenen Stationen des Signal Service angestellten Sonnenfinsternissbeobachtungen und der Expedition auf den Gipfel des Pike's Peak, Colorado, 14147 Fuss. Eine grosse Reihe von an den verschieden Stationen angefertigten Coronaskizzen ist beigefügt und zeigt sehr erhebliche Verschiedenheiten der Gestalt und Richtung der Coronastrahlen. Pm.

JANSSEN. L'Observation de l'éclipsé du 6 mai à l'île Caroline. C. R. XCVI, 1745f; Mondes (4) V, 372. Depesche aus San Francisco über Spectral beobacbtungen und Photographien der Sonnenfinsterniss, gemeinschaftlich mit PALISA, TROUVELOT u n d

TACCHINI.

Pm.

ABBE.

JANSSEN.

65

JANSSEN. R a p p o r t à L'Académie sur la mission en O c é a n i e , pour l'observation de l'éclipsé totale de S o l e i l du 6 M a i 1 8 8 3 . C. R . XCVII, 5 8 6 - 6 0 2 F ; Nature XXVIII, 205-206;

Ann.

du

Bur.

des L o n g .

1884,

847-877;

3 4 0 - 3 4 6 ; Mem. d. S p e t t r o s c . It. 1 2 . Sept. 1 8 8 3 .

Der

von Hrn.

Mondes ( 3 )

VI,

'

geleiteten, von der französischen Re-

JANSSEN

gierung, der Akademie und dem Bureau des Lougitudes ausgerüsteten Expedition nach der Carolinen-Insel (152° 20' westl. Länge, 10°

sttdl. Breite) hatten sich angeschlossen die HHrn.

aus Rom und

PALISA

aus Wien.

TACCHINI

Der französische Theil der Ex-

pedition bestand ausser ihrem Leiter noch aus dem Astronomen Hrn.

TROUVELOT

und dem Photographen Hrn.

PASTEUR.

Zunächst wird eine Beschreibung der Reise, der mitgenommenen Apparate und des Beobachtungsortes gegeben, an welchem man

mit der amerikanischen

sammentraf*

astronomischen

Commission

zu-

Der zweite Theil des Berichtes enthält die von den

einzelnen Beobachtern unmittelbar nach der Sonneniinsterniss gemachten Aufzeichnungen.

Dann folgt eine Zusammenfassung der

Resultate, deren wichtigste folgende sind: 1. werden

2.

I n t r a m e r k u r i a l e P l a n e t e n konnten nicht aufgefunden (PALISA, TROUVELOT,

HOLDEN

(Amerikaner)).

D i e D a u e r d e r T o t a l i t ä t betrug 5 m 24,1s (TROUVELOT)

resp. 5 m 2 3 s (TACCHINI).

3.

D i e C o r o n a zeigt in gewissen Theilen eine auffallende

Aehnlickeit

ihres Spectruuis

mit dem der Cometen (TACCHINI).

Das. Coronaspectrum ist continuirlich

und lässt Uber 100

FRAUN-

HOFER'sche Linien erkennen, enthält also eine enorme Menge reflectirten

Sonnenlichts,

welches auf die

Anwesenheit

von kos-

mischer Materie in Form fester Körperchen schliessen lässt.. 4.

Die Photographie

der C o r o n a

zeigt eine grössere

Ausdehnung derselben, als die Fernrohrbeobachtung, auch scheint das Phänomen

während

der

Dauer

der Totalität

gleichmässig

begrenzt und fest gewesen zu sein. 5.

Die I n t e n s i t ä t

d e s C o r o n ä l i c h t s wurde auf photo-

graphischem Wege gemessen, wobei sich ergab, dass die Corona eine hellere Beleuchtung hervorbrachte als der Vollmond. Fortschr. d. Pbys. XXXIX. 3. Alitli.

5

66

41.

Astrophysik.

Der Bericht sctaliesst mit einer kurzen Beschreibung der Rückreise. On total eclipse of May 6. Results of observations of TACC H I N I , J A N S S E N and others in Caroline Islands. Riv. scient, indust. Sept. 1 5 - 3 0 . 1883. Pm. TACCHINI. Sulle o s s e r v a z i o n i d a lui e s s e g u i t e alla C a r o l i n a nell'ecclisse di sole del 5. m a g g i o 1883. Atti dei Line. Trans. (3) VII, 287-288 und 309-310f.

Kurze telegraphische und briefliche Mittheilungen Uber die Hauptresultate der Sonnenfinsterniss-Beobachtung. Pm.

On the Total Solar Eclipse of SCHUSTER und ABNEY. M a y 17. 1 8 8 2 . Proc. Roy. Soc. XXXV, 151-155f; Rep. British Ass. 1882, 441; D ' A L M E I D A J. (2) II, 337; Beibl. 1883, 896-897; Naturf. 1883, 337-339. Drei Photographien der Corona mit einer Expositionszeit von resp. 3, 11 und 23 Sekunden zeigten dementsprechend eine wachsende Ausdehnung der Corona. Der während der Finsterniss entdeckte Komet Tewfik ist auf den Photographien zu sehen, und seine Stellung auf den nach einander aufgenommenen Platten zeigt an, dass er sich von der Sonne entfernte. Verschiedene Spectren von Protuberanzen, welche während der Finsterniss photographirt wurden, zeigen die Wasserstofflinien Ha, Hß, Hr und Hg, aber in verschiedenen Helligkeitsverhältnissen, woraus auf eine verschiedene Temperatur der betreffenden Protuberanzen zu schliessen ist. Zwei Protuberanzenlinien im Ultraroth wurden entdeckt. Ferner ist nachgewiesen, dass die grüne Coronalinie der Corona ganz allein angehört. Pm.

LOCKYER.

Eclipse.

Note on the Recent and Coming Total Solar Proc. Roy. Soc. XXXIV, 291-300f.

Diese Arbeit enthält eine kurze antithetische Vergleichung der aus der alten und aus der neuen Hypothese über die Be-

TACCHINI.

SCHUSTER U. A B N E Y .

LOCKYER

etc.

67

schaffenheit der Sonnenatmosphäre fliessenden spectroskopischen Folgerungen mit der Erfahrung. Die Entscheidung fällt Uberall zu Gunsten der neuen Theorie aus. Zur Untersuchung der von den verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre ausgesandten Spectren bietet eine totale Sonnenfinsternis die beste Gelegenheit. Die vom Verfasser für die Sonnenfinsterniss vom Mai 1882 vorausgesagten Erscheinungen sind eingetroffen. Um bei der bevorstehenden Finsteruiss vom Mai 1883 eine Entscheidung zwischen beiden Theorien herbeizuführen, sind correspondirende und systematische Beobachtungen nöthig, für welehe der Verfasser ein Schema vorschlägt. Pm.

Note über eine von ARCHILOCHOS erwähnte Sonnenfinsterniss. Wien. Ber. [2] LXXXVI, 790-793f.

OPPOLZER.

Bei Archilochos (etwa zwischen 700 und 640 v. Chr.) linden sich (Fragm. 74, B E R G K , erhalteij bei Stols. Flor. CX, 10) einige Verse, welche sich offenbar auf eine totale Sonnenfinsterniss beziehen. Diese war nach der Berechnung des Verfassers wahrscheinlich im Jahre 647 vor Chr. in Thasos (wo sich der Dichter vermuthlich befand) am 6. April, Morgens gegen 10 Ubr sichtbar. Pm. SIEMENS. Temperatur, Licht und Gesammtstrahlung; Bestimmung der Sonnenwärme auf elektrischem Wege. ZS. d. elektrot. Ver. Wien 1883, 187-193f.

WILLIAM

Vortrag Uber die Gesammtstrahlung als Function der Temperatur, die Möglichkeit die Temperatur elektrisch glühender Körper durch die dazu nötbige elektrische Enelrgie zu bestimmen und so die Temperatur der Sonne aus derjenigen elektrisch glühender Körper von vergleichbarer Gesammtstrahlung zu berechnen. Aus der vom Verfasser für die Abhängigkeit der Ausstrahlung von der Temperatur aufgestellten Formel, und aus dem von S I R W I L L I A M T H O M S O N gefundenen Verhältniss der Strahlung der Sonne und eines zum Schmelzen erhitzten Platindrahts folgt für die Sonne eine Temperatur von rund 2800" C. Pm. 5*

68 0.

41.

FRÖLICH.

Messungen

Astrophysik.

der Sonnenwärme.

Verhandl. d.

phys. Ges. Berlin 1883, 5 5 - 5 9 f .

Dass die von der Sonne ausgestrahlte Wärme nicht constant sein kann, sondern erheblichen Veränderungen ausgesetzt ist, schliesst der Verfasser theils aus der Beobachtung der lebhaften und grossartigen Veränderungen der Sonnenoberfläche, theils aus der Betrachtung der sog. unregelmässigen Veränderungen der Lufttemperatur im Lichte der von F O U R I E R und P O I S S O N gelieferten Discussion der Erdwärme. Wäre die Sonnenstrahlung constant, so mUsste die Temperatur der Erde und der Luft, da keine der sie beeinflussenden Ursachen sprungweise Veränderungen zeigt, einen periodischen Charakter besitzen. Da dies nicht der Fall ist, so muss man schliessen, dass jene primären Ursachen nicht constant sind, oder da hierbei nur die Sonuenwärme in Betracht kommen kann, dass diese Veränderungen erleidet. Deshalb hat der Verfasser in den Jahren 1879—1883 Versuche angestellt^ um die Intensität der Sonnenstrahlung mit der constanten Strahlung einer auf 100° erhitzten Fläche zu vergleichen. Der Einfluss der Atmosphäre wurde durch Beobachtungen bei verschiedener Polhöhe der Sonne eliminirt. Es fand sich das Resultat, dass die auf der Erde anlangende Sonnenwärme eine einfache Exponentialfunction des Weges durch die Atmosphäre ist. Nach vorbereitenden Beobachtungen, welche im September 1879 auf dem Gipfel des Faulhorns, im Winter 1879/80 auf der Berliner Sternwarte, von 1881 bis Ende 1882 in der Villa des Hrn. G. H A N S E MANN angestellt wurden, gelangen im Jahre 1883 filnf Normalbestimiuungen in einem Thurm bei Westend. Es ergaben sich die folgenden Werthe: Sonnenwärme

29. Juni l.Juli 14. August 12. September 15. October

572 559 598 550 552

Wahrscheinlicher Fehler

±11 ±8 ±8 + 25 +14.

Es zeigte sich also, dass die von der Sonne ausgestrahlte Wärme sehr erhebliche Veränderungen erleidet. Nach den gleichzeitigen

FRÖLICH.

MAUKER.

§9

Fleckenbeobachtnngen scheint die Sonnenwärme mit zunehmender Fleckentwicklung zuzunehmen. Pm.

JULIUS MAURER. S u r la t h é o r i e d e l ' a b s o r p t i o n a t m o s p h é r i q u e d e la r a d i a t i o n s o l a i r e . Arch. de phys. (3) 1883, IX, 374-39 l f .

Theoretische Herleitung einer Formel für die Absorption der Sonnenstrahlen in der Atmosphäre^ welche im Wesentlichen mit der PouiLLET'schen Formel: W = W0pe übereinstimmt, wo W die Wärme der Strahlung an der Erdoberfläche, W0 an der Grenze der Atmosphäre bedeutet, während p den Absorptionscoefficienten der Atmosphäre und e die Dicke der durchstrahlten Schicht bezeichnet, wenn diese Dicke bei senkrechter Incidenz = 1 gesetzt wird. Die Herleitung geht davon aus, dass der Intensitätsverlust di eines Strahles auf dem Wege ds ist: di =

—Kiçds,

wo K der Absorptionscoefficient, ç die Dichte der Atmosphäre an der betreffenden Stelle ist. Statt Q wird der Refractionscoefficient (i eingeführt durch die Voraussetzung, dass fi — 1 = q.ç ist (q = Const.). Aus der Abhängigkeit der Refraction von der Zenithdistanz (z) bekommt man schliesslich die Schwächung eines Strahles als Function der Zenithdistanz. Indem man dann annimmt, dass der Absorptionscoefficient für alle Strahlen der gleiche sei, kann man von der für einen Strahl gültigen Gleichung zu einer fUr die ganze Strahlung geltenden Beziehung übergehen, welche mit der PouiLLET'schen Formel übereinstimmt, und eine Formel für s als Function von z ergiebt. Durch Einsetzen der betreffenden Werthe wird die Dicke der durchstrahlten Schicht für verschiedene Zenithdistanzen ausgerechnet und der Werth verglichen mit den aus den für s gegebenen Formeln von B O U G U E R , L À M B E R T und V I O L L E - L A P L A C E folgenden Zahlen. Es zeigt sich, dass alle Formeln bis zu einer Zenithdistanz von 70° fast übereinstimmende Zahlen ergeben, dass aber dann die Formeln von V I O L L E - L A P L A C E und B O U G U E R viel grössere Werthe liefern, als

41.

70

Astrophysik.

die von L A M B E R T und die des Verfassers. Letztere ergiebt ein etwas kleineres Resultat als die Beobachtungen. Pm.

G. MÜLLER. U n t e r s u c h u n g e n über die Helligkeitsänderungen in v e r s c h i e d e n e n Theilen des S o n n e n s p e c t r u m s bei abnehmender H ö h e der Sonne über d e m Horizont. Astr. Nachr. 103, Nr. 2464, 241-252f; Beibl. 1883, 111-112.

Die Intensität der einzelnen spectralen Partieen des Sonnenlichts wurden mit Hülfe eines GLAN-VoGEL'scben Spectralphotometers zu verschiedenen Tageszeiten mit dem Lichte einer Petroleumlampe verglichen. Es bestätigte sich die vorherrschende Absorption der blauen Strahlen in der Atmosphäre. Bis zu einer Zenithdistanz von 55° bis 60° bleibt die Helligkeitsvertheilung im Sonnenspectrum nahezu constant. Wenn man von der Helligkeit ausgebt, welche die einzelnen Farben im Sonnenspectrum bei einer Zenithdistanz von 45° besitzen, so bleiben bei den Zenithdistanzen z = 60, 70, 80, 84, 87 Grad die folgenden Procente übrig. Wellenlänge Mul. Millm.

666 616 598 581 550

,

g0

92,'? pCt. 93,8 91,0 88,3 86,7

514 486 462 442 Von der von 45 Grad noch übrig: bei * =

f =

=

,

7Q

83,0 pCt. 80,9 77,3 73,6 70,5

=

80

2 =

56,8 pCt. 44,8 41,2 39,4 36,8

84

37,5 pCt. 26,6 24,1 23,2 19,5

,

=

87.

21,4 pCt. 14,3 10,8 11,0 8,7

83,4 64,3 31,7 16,5 6,3 82,2 61,0 28,4 13,7 4,4 78,3 53,7 24,0 10,7 2,5 72,3 49,3 17,7 6,0 1,2. Helligkeit, welche ein Stern bei einer Zenithdistanz besitzt, bleiben nach Beobachtungen des Verfassers

60°

70°

80°

84°

87°

87,7 pCt. 71,6 pCt. 44,1 pCt. 27,5 pCt. ll,0pCt. Das sind ähnliche Zahlen, wie sich oben für die gelben Theile des Sonnenspectrums ergaben. Pm.

MÜLLER.

and Alt.itudes.

ABNEY

ABNEY

LANGLEY.

U. L A N G L E Y .

Sunlight

COPELAND.

and Skylight

71

at high

Nature XXVI, 5 8 6 - 5 8 9 f ; Beibl. 1883, 28; Mondes (3)

IV, 217-225.

Hr. A B N E Y macht darauf aufmerksam, dass der Himmel auf Photographien von sehr hohen Punkten fast ganz schwarz erseheint. Auf einer Höhe von 8500 Fuss zeigt das Spectrum des Himmelslichtes nur eine schmale Bande im Violett und Ultraviolett, während in Meereshöhe fast das ganze photograpbische Spectrum erscheint. Der Grund dafür niuss in einer das Sonnenlicht reflectirenden Substanz liegen, wahrscheinlich Wasserdampf. Die Helligkeit im ultravioletten Spectrum des directen Sonnenlichts wächst mit steigender Höhe des Standorts, aber das Spectrum ist bei einer Wellenlänge von 2940 plötzlich zu Ende. Diese plötzliche Absorption muss von Ursachen ausserhalb der Atmosphäre herrühren. Bei der Intensitätssteigerung des ultravioletten Lichtes wurden in Folge der grossen Intensität die sonst unsichtbaren Strahlen L, M und N dem Auge wahrnehmbar. Die rothen und ultrarothen Linien des Sonnenspectrums zeigten sich in dieser Höbe mit ungeminderter Stärke. Die Linien A und ß können nicht als tellurische angesehen werden, sondern haben ihren Ursprung zwischen der Sonne und unserer Atmosphäre. Aucb Benzol und Aethyl muss in diesem Zwischenraum vorhanden sein. Hr. L A N G L E Y bestätigt auf Grund seiner Beobachtungen die starke Absorption der Atmosphäre für das violette E n d e des Sonnenspectrums (Vgl. p. 72). Ptn.

Note on some recent Astronomical Experiments at High Elevations in the Andes. Rep. Brit. Ass.

COPELAND.

1883, 4 3 6 - 4 3 9 f ; Nature XXVIII, 605.

In La Paz (Bolivia), 12050 Fuss, konnte eine Reihe von Sternen mit blossem Auge beobachtet werden, welche nicht in A R G E L A N D E R ' S Uranometria Nova stehen. In Puno, am TitikakaSee, 12505 Fuss, wurden im slidlichen Theil der Milchstrasse einige Sterne mit sehr e i g e n t ü m l i c h e m Spectrum bemerkt. Dasselbe bestand aus 2 Linien, einer nahe bei D uud die andere

41.

72

Astrophysik.

bei F , welche augenscheinlich identisch war mit einer von den H H r n . LÖHSE

u n d COPEI.AND

in

einigen

der

nördlichen

Nebel-

flecken beobachteten Linien. In Vincocaya, 14360 Fuss, wurde das Sonnenspectrum untersucht und es fand sich, dass das violette Ende auffallend lichtstark war. Eine sehr genaue Untersuchung des Spectrums des Zodiakallichts zeigte nicht die leiseste Andeutung einer Linie. Dauernde ßeobachtungsstationen in grosser Höhe wären sehr erwünscht. Pm.

LANGLEY.

Die auswählende Absorption der Energie der

Sonne.

WIED. Ann. XIX, 226-244, 3 8 4 - 4 0 0 f ; Phil. Mag. (5) XV, 153-183; SILL. J. XXV, 169-196; Naturf. 1883, 169-171; Ann. de chim. (5) XXIX, 497-543; D'ALMEIDA J. (2) II, 371-374; ZS. f. Mat. 1883, XVIII, 233.

Mit Hülfe des von dem Verfasser construirten Bolometers wurde die Wärmewirkung in einem durch ein RuTHERFORü'sches Gitter mit 681 Linien pro mm entworfenen Diffractionsspectrum untersucht. Um die auswählende Absorption der Erdatmosphäre zu bestimmen, wurden zwei verschiedene Methoden angewandt, 1) Messung zu verschiedenen Tageszeiten, 2) gleichzeitige Messung an zwei nahe bei einander gelegenen Stationen von sehr verschiedener Meereshöhe. Die erste Methode wurde in Alleghany von November 1880 bis zum Juni 1881, die zweite auf dem Mount Whitney in Slidcalifornien (13000') im Sommer 1881 angewendet. Beide gaben im Allgemeinen übereinstimmende Resultate. Die wichtigsten davon sind folgende: 1. Das Energiemaximum liegt im Diffractionspectrum oberhalb des Roth, in der Nähe des Gelb, weicht also nur wenig von der Lage des Lichtmaximums ab. Die Lage variirt mit der Sonnenhöhe, an einem hellen Tage etwa von 0,55/u bei hohem Sonnenstande bis 0 , 6 5 ^ vor Sonnenuntergang. 2. Die Absorption in der Erdatmosphäre nimmt mit wachsender Wellenlänge stetig ab, also Ultraviolett wird mehr absorbirt als Blau, Blau mehr als Gelb, Gelb mehr als R o t h , Roth mehr als Ultraroth und jeder Theil des Ultrarothen mehr als der folgende bis zu einer Wellenlänge von 2,8fi.

L ANGLE Y.

73

3. Die Wärmewirkungen des Spectrums bei hohem und niedrigem Sonnenstande sind durch zwei Curven bis zur Wellenlänge 1,0ju, dargestellt. Aus diesen kann man mit der gewöhnlichen logarithmischen Formel, welche für homogene Strahlen streng richtig ist, zu der Curve ausserhalb der Atmosphäre Übergehen, welche ebenfalls beigegeben ist. In dieser liegt das" Maximum in der Nähe von 0,50 bis 0,55fi, also mehr im Grttn, als im Gelb. Die Sonne würde also für das Auge ausserhalb der Atmosphäre ohne unsre Luft eine entschieden bläuliche Färbung annehmen. 4. Durch Vergleichung der Fläche der Curven ausserhalb der Atmosphäre mit der Fläche der Curven innerhalb der Atmosphäre erhält man einen Werth für die Strahlungsconstante der Sonne. Derselbe wUrde sich nach den vorläufigen Versuchen auf 2,84 Cal. berechnen, scheint also erheblich grösser zu sein, als man bis jetzt annahm. Ausser dem Dififractionsspectrum wurde auch ein durch ein Flintglasprisma entworfenes Sonnenspectrum sowohl auf dem Mount Whitney als auch später in Alleghany bolometrisch untersucht, einestheils zur Bestimmung der auswählenden Absorption der Erdatmosphäre durch das ganze Spectrum hindurch (diese Bestimmungen wurden bei der Herleitung der oben angegebenen Resultate mitbenutzt), anderntheils zur Anfertigung einer Spectralkarte von der Linie C bis zu der untersten Grenze des Ultraroths. Diese Karte welche etwa vou der Wellenlänge 0,35/u bis zu 2,7ju reicht, besteht in einer Curve, deren Abscissen den prismatischen Ablenkungen, deren Ordinaten den gemessenen Energien proportional sind. Die Curve zeigt eine ganze Reihe von mehr oder weniger stark ausgesprochenen Minimis ( F r a u n h o f e r scher Linien). Aus dieser Curve wurde auf einem später näher zu beschreibenden Wege eine zweite Curve abgeleitet, deren Abscissen direkt den Wellenlängen proportional sind, während die Ordinaten wiederum die Intensitäten messen. Diese Curve zeigt also die Vertheilung der Energie im Normalspectrum. Aus diesen Curven ergiebt sich das Verhältniss der Energie des unsichtbaren ultrarotheu Theils der Strahlung zur Gesammtenergie = 0,632

41.

74

Astrophysik.

oder Dach Abzug des durch die Lücken eingenommenen Raums = 0,562. Da die Energie der kürzeren Wellen vor der Absorption durch die Atmosphäre erheblich grösser ist, als nachher, so müssen wir unsere gewöhnlichen Schätzungen über den Betrag der Wärme, welche die Sonne uns sendet, und auch Uber die wirkliche Temperatur der Sonnenoberfläcbe erhöhen. Sehr wahrscheinlich dehnt sich das Sonnenspectrum vor der Absorption im Ultraroth noch viel weiter aus, als die beigegebenen Curven angeben, und die Atmosphäre absorbirt die jenseits des äussersten Punktes dieser Curven liegenden Strahlen vollständig. Alle hier angegebenen Wertbe sind nur als angenäherte, nicht als endgültige zu betrachten. Pm. RAYLEIGH.

D i s t r i b u t i o n of E n e r g y in t h e S p e c t r u m .

Nature XXV11, 559-560f.

Der Verfasser macht darauf aufmerksam, dass die Bedeutung des sogenannten normalen Spectrums, wo die Abstände zweier Farben proportional sind der Differenz ihrer Wellenlängen, gegenüber dem prismatischen überschätzt wird. Jede Darstellung des Spectrums ist eine willkürliche. Es wäre ebenso berechtigt dasjenige Spectrum als „normal" zu bezeichnen, bei dem die Zwischenräume gleichen Differenzen der SchwiDgungszahlen, oder auch ihrer Logarithmen entsprechen. Betrachten wir die Vertheilung der Intensität in einem Spectrum, so erhalten wir immer verschiedene Curven, j e nachdem wir eine oder die andere Dispersion wählen. Welche Darstellung die bequemste ist, das kommt auf den speciellen Zweck an. Keine hat einen besondern Anspruch auf die Bezeichnung „normal". Pm.

CROVA. S u r la p h o t o m ö t r i e solaire. C. R. XCVI, 124f; ZS. f. Instrk. 1883, III Heft 2, 61; Beibl. 1883, 133. Berichtigung der in Folge eines allen gemeinsamen Rechenfehlers (C. R. XCV, 1272, sh. vorigen Jahrgang p. 92) falsch angegebenen Zahlen für die Strahlung der Sonne. Die betreffenden Zahlen müssen lauten:

RAYLEIGH.

CROVA.

HENNESSEY.

JANSSEN.

ZENGER.

75

CABCEL

31. October 3. November 8. December

7870 7320 5100.

Nach Anbringung aller Correctionen ergiebt sich dann die Leuchtkraft der Sonne gleich 8500 Kerzen. So verschwindet der grosse Widerspruch zwischen den Zahlen des Verfassers und denen von B O U G U E R und W O L L A S T O N . Der noch bestehende Unterschied erklärt sich auf die früher angegebene Weise. Pm.

J. B. HENNESSEY. On Actinometrical Observations made in India at Mussooree and Dehra in Autumn of 1880 and Summer and Autumn of 1881. Proc. Roy. Soc. XXXIV, 4 5 - 6 2 f .

Die Beobachtungen wurden in derselben Weise angestellt wie die früher mitgeteilten. (Vgl. diese Fortschr. XXXVII, [3] 301. 1881). Die Resultate sind in sehr umfangreichen Tabellen und in einigen Curven niedergelegt. Pm.

JANSSEN.

Note sur divers points de Physique Celeste.

C. R. XCVI, 527-529f; Naturf. 1883, 166.

Bericht Uber einige im Observatorium zu Meudon im Gange befindliche Untersuchungen. Durch photographische Aufnahmen der Sonne wurden Veränderungen der Photosphäre constatirt. Ferner werden Versuche Uber photographiscbe Photometrie angestellt. Das Grundprincip, dass sich zwei Lichtquellen verhalten umgekehrt wie die Zeiten, welche sie zu derselben photographischen Wirkung brauchen, erweist sich bei Gelatine richtig zwischen den Grenzen 1 und 300000. Weitere Versuche stehen noch bevor. Ferner soll noch das Spectrum des Wasserdampfes untersucht werden. Pm. Ch.

V.. ZENGER.

Etudes

astrophotographiques.

C. R. XCVII, 552-555; Beibl. 1883, 860-862.

76

41.

Astrophysik.

Auf Bromsilbergelatineplatten, welche man mit einer be : sonders präparirten Chloropbylllösung sensibilisirt, kann man Spectralphotographien von A bis M erhalten. Photographirt man die Sonnenscheibe während eines starken Sturmes, so zeigen sich e i g e n t ü m l i c h e Absorptionszonen um die Sonne, welche auch schon 12—24 Stunden vor dem Sturme auftreten und so als Wetteranzeichen dienen sollen. Ferner soll ein periodisches Gesetz für die Stürme bestehen, die Länge der Periode soll mit der Dauer einer halben Sonnenrotation Übereinstimmen. Endlich soll die Dauer der Rotation der Planeten proportional der halben Pm. Dauer der Sonnenrotation sein.

H.

BECQUEREL. Phosphorographie de la région infraronge du spectre solaire. Longeur d'onde des prin-

c i p a l e s raies.

C. R. XCV1, 121-124+; Arch. d. Phys. (3) IX, 96

bis 1 0 1 ; SILL. J. ( 2 ) X X V , 2 3 0 ; Mondes ( 3 ) I V ,

120.

Das Sonnenspectrum wurde nach der Methode von ED. B E C Q U E E L auf einem durch vorherige Bestrahlung leuchtend gemachten phosphorescirenden Schirme entworfen, wobei die rothen und ultrarothen Strahlen zunächst ein helleres Leuchten hervorbringen, welches aber schnell abklingt und in Dunkelheit übergeht. Daher sieht man, wenn das Spectrum nur kurze Zeit auf die phosphorescirende Schicht eingewirkt h a t , die F R A U N H O F E R schen Linien, zuerst dunkel auf hellem Grunde, dann hell auf dunklem Grunde. Dabei ergab sieb, dass bei verschiedenen phosphorescirenden Substanzen verschiedene Maxima nnd Minima der Auslöschung auftreten, welche j e d e r Substanz e i g e n t ü m l i c h sind. Das Spectrum wurde mittelst eines Gitters erzeugt; theils wurde ein RuTBERFORD'sches Metallgitter, theils ein Glasgitter benutzt. Die Wellenlänge der beobachteten Linien, wurde aus den mit den betreffenden ultrarothen Linien des Spectrums erster Ordnung zusammenfallenden sichtbaren und ultravioletten Linien des Spectrums zweiter Ordnung oder auch durch Winkelmessung bestimmt, wobei die Wellenlängen von 3 bekannten Linien zu Grunde gelegt wurden. Dabei fanden sich im äussersten roth und ultraroth

LIVEING U. DEWAR.

BECQUEREL. 8 neue

Linien

0,8630ft,

resp.

0,8980fi,

Banden

0,949(U,

mit den 1,006/u,

77

Wellenlängen

1,050,«,

0,7957/u,

1,176/u,

1,444p.

Ausserdem wurden die Wellenlängen von 9 schon von ED. BECQUEREL gefundenen Linien bestimmt zu: 0,7819/U, 0 , 8 1 LJU, 0,836/M, 0,885jW, 0 , 9 1 8 jw, 0 , 9 7 6 ^ , 1,098/«, l,220jw . 1 , 3 1 2 / * .

Die letzte Zahl

beider Reiben ist durch Extrapolation gewonnen.

LIVEING

and

DEWAR.

Elements in the Sun.

OD

Sun - s p o t s

Pm.

and

Terrestrial

Phil. Mag. ( 5 ) XVI, 4 0 1 - 4 0 8 f ; Nature

XXVIII, 5 5 0 - 5 5 1 ; Rep. Brit. Ass. 1883. 455.

Die

spectroskopischen

welche in Greenwich

Beobachtungen

von

Sorineoflecken,

ausgeführt worden sind, werden

mit den

Untersuchungen verglichen, welche die Verfasser über die Spectra irdischer

Substanzen

angestellt

haben.

Die

spectroskopischen

Erscheinungen

der Sonnenflecke fuhren im allgemeinen zu dem

Schlüsse,

das Licht,

geht,

dass

von

welches v6n den Sonnenflecken aus-

einer grösseren Tiefe

in

der Sonne

herkommt

und

durch eine dickere Schicht absorbirender Gase hindurchgegangen ist.

Die erste auffallende Erscheinung im Spectrum der Sonnen-

flecke

ist

die Verbreiterung gewisser FRAUNHOFER'scher Linien.

Da wir als einen Grund der Verbreiterung

der Linien irdischer

Elemente die gesteigerte Dichtigkeit kennen, so können wir annehmen,

dass

eine Folge dass

auch

der

bei

den

grösseren

Sonnenflecken

das Licht durch tiefere und darum

uns gelangt.

die Verbreiterung

Dicke der Sonnenatmospäre

ist,

so

dichtere Schichten

zu

Warum nicht alle Linien gleichmässig

sind, darauf giebt es noch keine Antwort.

verbreitert

Aber wir sehen bei

irdischen Elementen ebenfalls, dass die verschiedenen Linien mit sehr verschiedener Leichtigkeit und in ganz verschiedener Weise verbreitert werden.

Am häufigsten findet sich

eine Verbreiterung der

Barium, Natrium, Titan und Nickel. mal im Spectrum

der Sonnenflecke

Dies erklärt

dadurch,

Ströme

sich

Dämpfe von so

in Sonnenflecken

Linien von Eisen, Magnesium, Calcium, Ferner erscheinen statt dunkler Linien

manchhelle.

dass manchmal durch aufsteigende

hoher Temperatur in

die oberen Re-

41.

78

Astrophysik.

gionen gelangen, dass ihre Emission die Absorption erreicht oder sogar Ubertrifft. Ausserdem erscheinen oft neue, bisher unbekannte Linien und Banden im Spectrum der Sonnenflecke. Daraus darf man jedoch nicht auf die Existenz neuer, auf der E r d e nicht vorhandener Elemente schliessen, sondern dies erklärt sich wahrscheinlich dadurch, dass die Spectra der irdischen Stoffe noch sehr ungenügend untersucht sind. Eine Linie verdient besondere Aufmerksamkeit, nämlich die Linie von der Wellenlänge 4923, auf welche L O C K Y E R hingewiesen hat. Dieselbe fällt zusammen mit einer Linie des Eisens, welche aber sicher keine lange Linie dieses Elementes ist. Dagegen zeigt diese Linie im Sonnenspectrum alle Eigenschaften einer langen Linie. Wir müssen daher annehmen, dass sie einer unbekannten Substanz X angehört; Dass diese Substanz ein B e s t a n d t e i l des Eisens sei, wie L O C K Y E R glaubt, ist unwahrscheinlich. Pm.

Note sur les spectres solaires. Appareils réfringents en sel gemme. C. R. XCVII, 6 8 9 - 6 9 3 f ; Beibl.

DESAINS.

1883, 858-859; Mondes (3) VI, 212.

Der Einfluss der Erdatmosphäre auf die relative Intensität verschiedener Gegenden des Sonnenspectrums macht sich nur im weniger brechbaren Theile, jenseits der Wellenlänge 1,13fi geltend. Verfasser vergleicht mittelst einer Thermosäule die Intensität an den verschiedenen Theilen eines durch ein Steinsalzprisma entworfenen Sonnenspectrums mit der Intensität bei D und giebt eine Methode der Umrechnung auf das normale Spectrum an. Die Zahlenangaben sind nicht unmittelbar zu benutzen, da weder eine auf Wellenlängen bezogene Tabelle, noch eine Curve beigegeben ist. Pm.

Sur l'emploi de la lunette horizontale pour les observations de spectroscopie solaire. C. R . X C V I ,

THOLLON.

1200-1202f.

Verfasser bedient sich zu seinen apectroskopischen Untersuchungen der Sonne eines horizontalen Objectiva, welchem auf

DESAINS.

der

einen

THOLLON.

Seite ein Spiegel,

YOUNG.

auf

Spectroskopes gegenübersteht.

der

SMYTH.

anderen

Die Stellung

79 der Spalt

des Spiegels

des lässt

sich bei einiger Uebung durch zwei Schnüre dauernd so regulireri, dass das Sonnenbild auf dem Spalte in unveränderter L a g e erhalten wird.

Der Beobachter siebt immer in derselben Richtung

in ein horizontales Fernrohr und vermeidet so die Unbequemlichkeiten des Aequatorialinstruments.

Das schwierigste hei dieser

Anordnung sind die Ortsbestimmungen für welche der Verfasser Methoden und Formeln angiebt.

C.

A.

YOUNG.

Pitt.

Spectroscopic

Notes.

S i l l . J. (3) XXVI, 333

bis 336f. Der Verfasser hat das Spectrum von Sonnenflecken bei sehr grosser Dispersion untersucht. Gitter

von 14000 Linien

sich die Untersuchung und b.

Er benutzte ein RowLANu'sches

auf

den Zoll.

Vorläufig

auf die Nachbarschaft

der

beschränkte Linien C, D

Besonders auffallend ist es, dass das Spectrum des Kerns

des Sonnenflecks aufgelöst erschien in eine ungeheure Zahl sehr feiner und nahe bei einander liegender Linien, welche besonders in

der Nähe

von E

von

sehr hellen Linien

durchsetzt wareu.

Letztere können entweder thatsächlich helle Linien, oder auch sehr schmale Zwischenräume zwischen dunklen Linien sein. Auflösung des Flecken-Spectrums

in Linien

Die

scheint anzudeuten,

dass die Absorption nicht von festen oder flüssigeu Körpern herrührt, sondern vou Gasen. wurde untersucht. H(l:m4±2)

Auch das Spectrum von Protubeianzen

Zweimal

wurde

eine

neue Linie

beobachtet.

unterhalb Pm.

PIAZZI SMYTH. Madeira S p e c t r o s c o p y , 1881 — 1 8 8 2 . Edinburgh, W. and A. K. JOHNSTON 1-32. Phil. Mag. (5) XV, 144 bis 149; Beibl. 1883, 292-293.

Untersuchung von 21 Stellen in der rothen Hälfte des sichtbaren Sonnenspectrums, ausgeführt auf dem Quinto da Corvalho, nahe

bei Funchal

in Madeira

mittelst

Diffractionsgitters, im Sommer 1881.

eines

RuTHERFORu'schen

80

41.

Astrophysik.

A und die vorhergehende Bande ist auf zwei Tafeln dargestellt. Die Bande zeigt sich'sehr schön aufgelöst in rhythmische Reihen von Doppellinien. Dieselben sollen tellurischen Ursprungs sein, jedoch nicht von Wasserdampf herrühren, sondern von einem trocknen Gas in unserer Atmosphäre oder im Weltraum. Die Linie a und die dazugehörige Bande zeigt eine grosse Reihe 0 von Linien; dieselben rühren nach ANGSTRÖM von unsichtbarem Wasserdampfe in den unteren Schichten der Erdatmosphäre her. Ferner zeigen sich die Banden bei B und a oder C6 in Linien aufgelöst. Die Helium-Linie (47,778) erscheint deutlich doppelt, ebenso u. A. b*. Die Linie C zeigt sich auffällig blass und unscharf. Dies wird dadurch erklärt, dass sie dem Zusammenwirken des gesammten Wasserstoffes ihren Ursprung verdankt, der Uber die ganze Sonnenoberfläche sich hinbewegt. Aehnliches zeigt sich bei den D-Linien und bei b, woraus auf Strömungen des Natrium- und Magnesiums-Dampfes in der Sonnenatmosphäre zu schliessen ist. Pm.

Roy. Obs. Greenwich. The Spectrum of the great, Snnspot of 1882, Nov. 12—25. Monthl. Not. XLIII, 77-80f. Das Spectrum des Sonuenflecks wurde an drei verschiedenen Tagen untersucht, am 18., 20. und 21. November. Es zeigten sich immer einige helle Linien, am 18. erschienen die Linien C, Dit Di, Z>3 und F„ am 20. C und vielleicht Dz und F,, am 21. C, Dv F und vielleicht 1474K hell. Das Wetter war dauernd ungünstig. Pm. TH. BREDICHIN. en

— —

1872.

Observations spectroscopiques du soleil

Ann. de l'Obs. de Moscou VIII, [2] l - 3 3 f .

Observations spectroscopiques du soleil en 1873.

Ibid. 34-65.

Eine genaue spectroscopische Untersuchung der Sonnenflecke, Protuberanzen und Fackeln in den Sommermonaten 1872 und 1873, ausgeführt theils in einem Dorfe bei Kineschma an der Wolga, theils in Moskau. Enthält viele interessante Einzelheiten. Pm.

GREENWICH.

BREDICTIN.

EGOROFF.

PERRY etc.

81

i EGOROFF. Sur la production des groupes telluriques fondamentaux A et B du spectre solaire par une couche absorbante d'oxygène. C. R. XCVII, 555-557f; Beibl. 1883, 859-860. Beobachtet man

das Spectrum

lichtes nach dem Durchgang

durch

des DRUMMOND'schen Kalkeine mit Luft unter

dem

Drucke von 5 Atmosphären gefüllte Röhre von 20 m Länge, so zeigt sich die Absorptionslinie A.

Füllt man die Röhre mit rei-

nem Sauerstoff, so erhält man bei Atmospbärendruck ebenfalls A , wozu

bei dem Drucke von etwa 6 Atmosphären

Linie B hinzutritt. welche von dem gegen

noch die

Demnach sind A und B tellurische Sauerstoff der

Linien,

Atmosphäre herrühren.

der Ansicht ABNEY'S, wonach diese Linien

Ent-

von Kohlen-

wasserstoffen im interplanetarischen Räume erzeugt worden, zeigten sich bei Leuchtgas und bei mit Benzin gesättigter Luft keinerlei Absorptions-Linien oder Banden.

S. J. PERRY.

Pm.

Note on the Chromosphere.

Monthl. Not.

XLIII, 426-427f. Am 30. Mai wurde im Spectrum einer Protuberanz die KIRCHHOFF'sche Linie R 654,3 als helle Linie beobachtet.

Cp.

FIEVEZ.

Étude

spectre solaire.

de

la

région

rouge

Pm.

(A — C)

du

Ann. de l'Obs. R. de Bruxelles V, 1883, 1-7;

Beibl. 1883, 849. Zeichnung des Sonnenspectrums zwischen A und C. Pm. L . DE ROYAUMONT.

L a c o n q u ê t e du Soleil.

scientifiques et industrielles d e la chaleur

Applications splaire.

Paris, C. MARPON et E . FLAMMARION 1882, 420 S.

Populäre

Darstellung

der industriellen

Anwendungen

der

Sonnenstrahlung mit sehr ausführlichen, aber weder erschöpfenden noch unparteiischen, historischen und physikalischen BetrachFortschr. d. P h y s . X X X I X .

3. A b t h .

ß

82

41.

Astrophysik.

tungen über Strahlung und Thermodynamik im Allgemeinen und ihre Anwendung auf die Lehre von der Sonnenenergie im Besonderen. Pm. A.

PIFRE. L'höliodynamique et les applications He la chaleur solaire. Rev. scient. (3) V, 1 5 - I 9 f .

Vortrag gehalten auf der Ausstellung in Bordeaux. Pm. JULIUS SCHMIDT. Athen.

Zählung der Sonnenflecken

1882

ZU

Astr. Nachr. 104, Nr. 2490, 273-278f.

Enthält die Zahl der Sonnenilecke und Gruppen für die einzelnen Tage. Nur an 9 Tagen konnte die Sonne wegen bedeckten Himmels nicht beobachtet werden. Pm.

Observations des taches et, des facules solaires faites à l'Observatoire royal du Collège romain pendant le quatrième trimestre de 1882. c. R. XCVI.

TACCHINI.

1289-1290f.

Nach dein secundären Minimum im August zeigten die SonnenHecke eine allmähliche Zunahme bis zu dem ziemlich bedeutenden Maximum im November, darauf eine plötzliche Abnahme bis zu einem Minimum im December. Die Sonnenthätigkeit war im Jahre 1882 grösser als 1881; jedoch ist das absolute Maximum wahrscheinlich noch nicht erreicht. Pm,.

Sulle osservazioni delle macchie e delle facole solari, eseguite nel r. Osservatorio del Collegio Romano negli anni 1 8 8 1 e 1 8 8 2 . Atti dei Lincei.

TACCHINI.

Trans. (3) VII, 151-153; Naturf. 1883, 186.

Zusammenstellung der in den Jahren 1881 und 1882 gemachten Beobachtungen über Häufigkeit und mittlere Ausdehnung der Sonnenflecke und Fackeln. Es zeigt sich 1882 eine Zunahme der Flecke gegen 1881 an Zahl und Ausdehnung. Bei den

PIPEE,

SCHMIDT.

TACCHINI.

WOLF.

WOLFER etc.

§3

Fackeln ergiebt sieh oft die Thatsache, dass sie an Ausdehnung abnehmen wenn die Flecke zunehmen; so zeigt auch das Jahr 1882 eine Abnahme der mittleren Ausdehnung gegen 1881. Pm. R. WOLF.

Sonnenflecken-Statistik für das Jahr 1882.

Astr. Nachr. 106, Nr. 2533, 207f.

Im Jahre 1882 zeigt sich noch ein Zuwachs der Fleckenthätigkeit gegen 1881; die grossen Schwankungen, welche sich 1882 in der Sonnenfleckenbildung zeigten, traten auch bei den Variationen der erdmagnetischen Deklination wesentlich zu den gleichen Zeiten und in gleichem Sinne auf. Pm.

A. WOLFER. Beobachtungen von Sonnenfleckenpositionen auf der Sternwarte in Zürich. Astr. Nachr. 106, Nr. 2536, 241-252f.

Uebersicht der im Jahre 1882 am 6 zölligen Refractor beobachteten heliographischen Oerter von Sonnenflecken für die Rotationsperioden 284—296 incl. (SpöRER'sche Zählungsweise). Pm. SPOERER. Aenderung der heliographischen Breite der Sonnenflecken. Astr. Nachr. 105, Nr. 2507, 169-174; Naturf. 1883, 204; Verh. d. phys. Ges. Berlin 1883, 1; Nature XXVII, 284; Mem. d. Spett. It. XI, Heft 5-8 u. 10.

Der Verfasser hat die Aenderung der heliographischen Breite der Flecke 29 Jahre, 1854—1882, untersucht. Durch diese Beobachtungen wird das frtiher angegebene Resultat, betreffend vorherrschende Zunahme der Breite bei Flecken von mehr als 20° Breite durchaus bestätigt. In d§n Zonen von 10° bis 20° Breite heben sich die Zu- und Abnahmen der Breite fast ganz auf; dagegen sind die Mittelwerthe, welche gesondert fUr Zu- und Abnahme angegeben werden, auch in diesen Zonen beträchtlich, nur ihre algebraische Summe ist nahezu gleich 0. Die Zone von 5° bis 10° Breite zeigt recht auffallend eine vorherrschende 6*

41.

84

Astrophysik.

Abnahme der Breite. Zur Zeit des Maximums der Fleckenbäufigkeit sind alle Veränderungen besonders gross. Pm.

SPOERER.

flecken.

Resultate

aus

Beobachtungen

der

Sonnen-

Astr. Nachr. CVII, Nr. 2565, 331-336f.

Seit dem letzten Minimum 1878,8 hat die Menge der Sonnenflecken nicht in dem als Regel betrachteten Maasse zugenommen; auch ist 4 Jahre nach dem Minimum, also Ende 1882, das Maximum noch nicht eingetreten und auch im Jahre 1883 scheint dies noch nicht der Fall zu sein, sodass für 1884 eine weitere Steigerung zu erwarten ist. Während in den beiden früheren Perioden das Maximum bei einer mittleren heliographischen Breite von etwa IT Grad eintrat, ist die mittlere heliographische Breite der Flecke jetzt beträchtlich unter 17° hinuntergegangen. Dies ist aus einer beigefügten Tabelle, welche von den Jahren 1856 bis 1882 reicht, zu erkennen. Pm.

DUPONCHEL.

Sur la conservation de l'énergie solaire.

C. R. XCVI, 5 20-5 2 l f .

Der Verfasser prophezeit auf Grund seiner Sonnentheorie für die nächsten Sonnenfleckenperioden eine Aenderung der Dauer der Periode, so dass die drei nächsten Maxima nicht vor den Jahren 1885, 1900, 1913 eintreten können. Pm.

FAYE.

Remarques sur la note précédente.

C. R. XCVI, 5 2 l f .

Bemerkungen dazu. Aus einer Arbeit von A. W O L F zieht F A Y E den Schluss, dass die Unsicherheit über die Dauer der Periode von der Coexistenz zweier Perioden, von 11 resp. 9 Jahren herkommt. Pm. SCHUSTER.

Questions concernant

le S o l e i l .

D'ALMEIDA

J.

(2) n , 338+; Rep. Brit. Ass. 1882, 442.

Die während der Sonnenfinsternisse der letzten 15 J a h r e angestellten Beobachtungen der Corona zeigen, dass gewisse be-

SPOERER.

DUPOXCHEL.

FAÏE.

SCHUSTER.

HÜGGINS.

85

merkenswerthe Veränderungen ihrer Gestalt mit der Periode der Sonnenflecken zusammenfallen. Veränderungen der spectroskopischen und polariskopischen Eigenschaften der Corona, welche eine Abhängigkeit von ihren Gestaltänderungen zeigen, scheinen darauf hinzuweisen, dass die Corona einen theilweise meteorischen Ursprung hat. Pm.

On sorae Results of Photographing t.he Solar Corona without an Eclipse. Rep. Brit. Ass. 1883, 346

HÜGGINS.

bis 35 l f ; Nature XXVIII, 605f.

Der Verfasser hat seine Versuche (vgl. diese Fortschr. 1882, p. 102.) fortgesetzt. Da sich der Uebelstand herausstellte, dass die absorbirenden Lösungen schnell trttbe wurden, so schien es vortheilhafter dieselben fortzulassen und mit photographischen Platten zu arbeiten, welche nur für die violetten Strahlen empfindlich wären. Als solche bewährten sich die von Hrn. A B N E Y hergestellten Chlorsilberplatten vorzüglich, und mit ihnen wurden im Sommer 1883 ungefähr 50 Corona-Aufnahmen gemacht. Als Objectiv diente ein NEwroN'sches Spiegelteleskop. Pm.

0 . LOHSE.

Photographie der Corona der Sonne.

Astr. Nachr. CIV, Nr. 2486, 209-212; Naturi. 1883, 75; Beibl. 1883, 291-292.

Nähere Beschreibung der schon in der Vierteljahrsschrift der astronomischen Gesellschaft, Bd. 15. 134 mitgetheilten Versuche. Pm. THOLLON.

Perturbations solaires nouvellement observées.

C. R. XCVII, 252-254f; Mondes (4) V, 539.

Seit einiger Zeit zeigen sich auf der südlichen Sonnenhemisphäre zahlreiche und starke Störungen. Am 22. Juli wurde eine Kette grosser und schöner Sonnenflecke beobachtet, wovon einer einen Durchmesser von ungefähr 18000 km besass. Auf der entgegengesetzten Seite, im Osten, zeigte sich eine sehr zahlreiche

41.

86

Astrophysik.

Gruppe kleinerer Flecken, deren Ankunft am 16. Juli durch eine ziemlich kleine, aber ausserordentlich glänzende Protuberanz angezeigt wurde.

Dabei zeigten sich sehr starke Verschiebungen

der Linie C, um 5 h 20' eine solche nach der violetten Seite hin, welche einer Geschwindigkeit von etwa 300 km in der Secunde entsprach,

während

eine

Stunde

vorher

Verschiebungen

der

Wasserstofflinien, der Gruppe b und a u c h , was sehr wichtig ist, der Coronalinie (1474 nach KIRCHHOFF) nach der rothen Seite hin beobachtet worden waren. beobachtet,

Am 22. Juli wurde eine Protuberanz

bei der sich ausserordentlich schöne

von Metalllinien zeigten und zwar

Umkehrungen

der D-Linien, welche sogar

doppelt umgekehrt waren, ferner von Linien, deren Wellenlängen zu 5 1 8 9 , 5 1 9 7 , 5 2 7 4 , 5 3 2 7 , 6 6 7 3 b e s t i m m t w u r d e n ,

ausserdem

der Coronalinie, 6,, £>2, einer zu b3 gehörigen Nickellinie einer zu bt gehörigen Magnesiumlinie.

und

Pm.

Observations des protubérances, facules et taches solaires faites à l'Observatoire royal du Collège romain pendant le troisième et le quatrième trimestre

TACCHINI.

de

1882.

C. R . X C V I ,

1290-1291F.

Enthält die mittlere Anzahl der von Juli bis December 1882 beobachteten Protuberanzen, ihre mittlere Höhe und Ausdehnung, ferner die Jahresmittel dieser Grössen für 1881 und 8 2 , endlich die Vertheilung der Protuberanzen, F a c k e l n und Flecke Uber die Sonnenoberiläche.

N.

Pm.

v. KONKOLY. Beobachtungen der Sonnenoberfläche i. J. 1882. Math. u. natnrw. Berichte aus Ungarn von J . FRÖLICH I, 123+. Bei den

10jährigen

Beobachtungen

1687 T a g e n beobachtet, 4 5 0 m a l w u r d e sie

wurde

die Sonne

fleckenfrei

an

gefunden,

a n den übrigen 1237 T a g e n w u r d e n an 6532 Flecken Positionsbestimmungen durchgeführt. R = 7,256.

FUr

1882 ist die

Relativzahl

TACCHINI,

V. KONKOLY.

V. GOTHARD

R 1872

§7

etc.

R

R

10,470

1876

1,34

1880

5,044

1873

7,450

1877

1,61

1881

6,056

1874

5,330

1878

0,78

1882

7,256,

1875

2,680

1879

1,17

dass daiä Minimum 1 8 7 7 / 7 8 eintrat. Für 1882 vertheilten sich die Flecke folgendermaassen. Beobachtungstage

Zahl

fleckenfrei

Zeichnungen

13

45

0

14

15

109

0

19

20

104

0

22

19

112

0

18

16

114

0

19

15

108

0

22

17

136

1

21

13

89

1

20

16

156

0

18 19

Jan. Febr. Mjärz April Mai Juni Juli Aug. Sept. Oct. Nov. Dez.

19

147

0

19

225

0

19

13

99

0

14

195

1444

2

225.

Hieran scbliessen sich Bemerkungen Uber die Methoden 4er Sonnenbeobachtungen in Deutschland und Ungarn. Sch.

A. v. GOTHARD.

Die Sonnenfinsterniss am 16. Mai.

Math. u. Naturw. Ber. aus Ungarn von J . FRÖLICH I, 2 1 0 - 2 1 1 f .

Contactbeobachtungen, Aufnahmen und Photographien. Sch. L i t t e r a t u r . 1.

COOK.

Sonnentheorie.

SIEMENS. VIOLLE. FAYE.

Allgemeines über die Sonne, Sonnenenergie.

p. 54.

Sonnenenergie, SIEMENS' Theorie,

Dasselbe,

p. 55.

p. 54. p. 55.

88

41.

FAYE.

Sonnentheorie.

THOLLON. FAYE.

p. 56.

Einwand dagegen, Erwiderung,

p. 58.

Erwiderung gegen

DUPONCHEL.

p. 57.

p. 58.

Erwiderung.

THOLLON. FAYE.

Astrophysik.

TACCHINI,

p. 58.

Erhaltung der Sonnenenergie,

A. SCHUSTER. W . SIEMENS.

Constitution der Sonne, Sonnen-Potential,

p. 59.

p. 59.

p. 59.

W I L L I A M SIEMENS. Solar Physics. Nature X X V l l l , 19-21. Auszug aus einem am 27. April in der Royal Institution gehaltenen Vortrag.

—

—

Réponse

aux

objections

présentées

FAYE et HIRN à la t h é o r i e de l ' é n e r g i e

par MM.

solaire.

C. R. XCVI, 43-51; sh. diese Berichte XXXVIII, Abth. III, 115.

FAYE.

S u r la n o u v e l l e t h é o r i e du soleil de SIEMENS.

Ann. de Chim. (5) XXVIII, 570-573;

sh. diese Berichte XXXVlII,

Abth. III, 111.

P . LAMONT.

T h e constitution of t h e

Sun.

J. of science CXI, März 1883.

DUPONCHEL.

L a circulation de l'énergie solaire.

Rev. scient. (3) V, 105-108, 136-141.

— C.

— Réclamation de priorité sur la conservation de l'énergie solaire. Mondes (3) V, 461. A.

YOUNG.

Le

Soleil.

Paris: Germer-Baillière

1883;

sh.

diese Berichte 1882, XXXVIII, Abth. III, 70.

2.

WILSING.

Parallaxe und Rotation.

Rotationselemente,

p. 62.

RESPIGHI.

Sonnendurchmesser.

p. 63.

LATIMER.

Parallaxe

Mondes (3) IV, 47.

du S o l e i l .

MOIGNO. L a Parallaxe du Soleil; Astronomie grande Pyramide. Mondes (3) IV, 362-367.

de

la

Litteratur.

D . GILL. Note on some criticisms made by M. STONE on the methods available for determining the solar Parallax. Monthl. Not. XLIII, 307-315. D. P . TODD. Communication on solar Parallax from American Photographs. Bull. Phil. Soc. "Wash. 1881, IV, 168. TACCHINI

Observations of the Sun's diameter.

Mem. d. Spettrosc. Febr. 1883.

—

—

Osservazioni di diametro solare.

Mem.

d. Spettrosc.

H. 2 u. 3, 1883.

A. VERSCHAFFEL.

Déplacement du Perihélie.

Mondes (3) V, 173-176.

KEICHENBACH. System. DUTREUIL

The

birth and evolution

of the

solar

J. of science CXI. DE

RHINS.

passage de Vénus

Les

missions

sur le soleil.

d'observation

du

Bull, de la Soc. de Géogr.

Paris 1882, 7.17-735. 3.

ABBE.

Finsterniss vom Juli 1878.

JANSSEN.

—

—

Sonnenfinsternisse.

p. 64.

Carolinen-Insel-Expedition.

Ausführlicher Bericht,

TACCHINI. SCHUSTER p. 66.

LOCKYER. OPPOLZER. GOTHARD.

p. 64.

p. 65.

Carolinen-Insel-Expedition. und

ABNEY.

Finsterniss

p. 66.

vom

17. Mai

Vergangene und künftige Finsternisse, Finsterniss des Archilochos. Finsterniss

vom

16. Mai.

1882.

p. 66.

p. 67.

p. 87.

Weitere Litteratur über die Finsterniss vom 17. Mai 1882.

Ueber die Sonnenfinsterniss vom Mai 1882. Naturf. 1883, 134; Proc. Roy. Soc. XXXIV, 320-321.

G. HOLZ.

Ueber die Sonnenfinsterniss am 16. Mai 8 2 .

Astr. Nachr. CVII, 213-220.

STOKES. Observation at Caroline Island of the recent eclipse. Brit. Journ. of Photogr. 28./9. 1883. 516.

90

•

Astrophysik.

The eclipse observations. The eclipse Party.

Nature XXVIII, 145-146.

Nature XXVIII, 247-248; Naturi. 1883, 277.

LOCKYER. The American Nature XXVIII, 230-231.

observations of the eclipse.

Observation de L'éclipse totale de soleil du 17 Mai 1882 à Sohage (Égypte). Arch, de Phys. (3) IX,

TACCHINI.

1883, 102-103; Mem. d. Spettrosc. Sept. 1882.

Osservazioni dell'eclisse parziale di sole del 16 Maggio 1882 fatte nel r. Oss. del coli, romano.

MILLOSEVICH.

Mem. d. Spettrosc. XI, H. 5-8.

Eclisse solare del 1 7 maggio 1 8 8 2 osservato al regio Oss. di Palermo. Mem. d. Spettrosc. XI,

CACCIATORE.

H. 5 - 8 ; cf. ZONA p. 9 6 .

Andere Finsternisse.

Eclipse du soleil en 648.

Mondes (3) IV,

Total solar eclipse July 29, 1878.

82.

Ann. Rep. to the Ch.

Sign. Off. 1881 II, 809. TEBBUTT. Observations of the partial solar 1 8 8 2 , November 1 0 . Monthl. Not. XLIII, 280-281.

The solar eclipse of 1883. The next total solar eclipse.

4.

W.

eclipse,

Nature XXVIII, 31-33. Nature XXVIII, 208.

Temperatur, Strahlung und Spectrum.

Temperatur und Strahlung, p. 67. O . FRÖLICH. Sonnenwärme, p. 68. J. MAURER. Absorption der Atmosphäre, p. 69. G. MÜLLER. Dasselbe, p. 70. ABNKY und LANGLEY. Sonnenlicht und Himmelslicht, SIEMENS.

p. 71. COPELARD. LANGLEY. RAYLEIGH.

Beobachtungen in grosser Höhe. Auswählende Absorption, p. 72. Vertheilung der Energie, p. 74.

p. 71.

Litteratur.

OROVA.

Photometrie,

HENNESSEY.

91

p. 74.

Aktinometrie.

p. 75.

JANSSEN. Photometrie. Spectrum, p. 75. ZENGER. Spectralphotographie. p. 75. BECQUEREL. Ultrarothes Spectrum, p. 76. LIVEING und DEWAR. Chemische Elemente in der Sonne, p. 77.

DESAINS. THOLLON.

Energie im Spectrum, Spectro8kop.

p. 78.

p. 78.

YOUNG. Spectroskopie. p. 79. SMYTH. Dasselbe, p. 79. Roy. Obs. Greenwich. Spectrum eines Sonnenflecks, p. 80. BREDICHIN.

Spectroskopie.

p. 80.

EGOROFF. Entstehung der Linien A und B. PERRY. Spectrum einer Protuberänz. p. 81. FIEVEZ. Spectrum von A—C. p. 81. L . DE ROYATJMONT.

PIFRE.

Dasselbe,

Sonnenwärme.

p. 81.

p. 81.

p. 82.

LANGLEY. On the Distribution of energy in the solar spectrum. Rep. Brit. Ass. 1882, 459-460. CROVA. Ueber Sonnenphotometrie. Rep. f. Phys. (EXNER) XIX, 175-177; vgl. diese Fortschritte 1882 p. 91. TAIT. On the group b in the solar spectrum. Nature XXVIII, 287; Roy. Soc. Edinb. 1883, 217. RESPIGHI. Sulle osservazioni spettroscopiche dellà cromosfera e delle protuberanze solari fatte nel r. Osserv. del Campidoglio, nell'ultimo quinquennio 1 8 7 8 - 1 8 8 2 . Atti d. Line. Trans. (3) VII, 273. SCHWEDOFF. Les comètes et la radiation solaire, J. d. russ. chem.-phys. [2] XV, Nr. 2.

92

41. 5.

Astrophysik.

Sonnenflecke,

Sonnenfackeln.

Zusammenhang mit terrestrischen

JULIUS

SCHMIDT.

Sonnenflecken

Verhältnissen.

1882.

p. 82.

TACCHINI. Sonnenflecke und Fackeln^ p. 82. — — Sonnenflecke und Fackeln 1881 und 1882. p. 82.

R. WOLF.

Sonnenflecken-Statistik

A. WOLFER.

SPÖRER.

1882.

Sonnenfleckenpositionen.

p. 83. p. 83.

Heliographische Breite der Sonnenflecke,

p. 83.

— — Sonnenflecken-Beobachtung. DUPONCHEL. Nächste Maxima, p. 84. FAYE. Bemerkungen dazu. p. 84.

p. 84.

0 . LOHSE. Abbildungen von Sonnenflecken, nebst Bemerkungen über astronomische Zeichnung und Vervielfältigung.

Public, d. Astronom. Obs. Potsdam III, 1883.

Ricco. Sulla distribuzione dei minimi di macchie nel sole durante l'anno 1882. Mem. d. Spettrosc. XII, H. 6. —

—

Osservazioni di macchie solari fatte a Potsdam.

Ib. H. 6.

—

— 1882.

—

— 1881.

—

La grande macchia solare dell'aprile

e maggio

Palermo 1882

Dimensioni e struttura delle macchie solari nel Mem. d. Spettrosc. XI, H. 5-8.

— On the remarkable solar spots (Aprii, Mai). Ib. 1882, H. 11.,

— —

—

— L a grande macchia solare dell'aprile e maggio 1882. ib. —

On

the

minima

of solar

spots.

Ib. Juni 1883.

— Latitudini eliografiche dei gruppi di macchie e di fori solari nel 1882. Ib. XII, 7.

TACCHINI. Macchie solari e facole osservate a Roma nel 1 e 2 trimestre 1 8 8 2 . Mem. d. Spettrosc. XI, H. 3-8.

Litteratur.

93

Macchie solari e facole osservate a Roma nel trimestre 1 8 8 2 . Mem. d. Spettrosc. XI, H. 10; Mondes V,17.

TACCHINI. 3°

— — Macchie solari e facole osservate a Roma nel 4° trimestre 1882. Mem. d. Spettrosc. XII, H. 1. SPÔRER. 1882

F.

Observations of the solar spots of Novem-

BRODIE. ber

B.

On solar spots obs. at Potsdam between Sept. and Febr. 1 8 8 3 . Mem. d. Spettrosc. Juni 1883. Vgl. p. 83.

1882.

Monthl. Not. XLIII, 76-77.

S T E W A R T and W. CARPENTER. inequalities of short period.

On supposed sunspotRep. Brit. Ass. 1883, 418 bis

4 1 9 ; Nature XXVIII, 605.

H. SwiNTON.

Sun-spottery.

Journ. of science; Nature CX,

Febr. 1883. L.

A . FISCHER. Die Sonnenflecken Erfurt (Villaret) 1882/83. 3 Hefte.

6.

und das Wetter.

Protuberanzen und Corona.

Corona, p. 84. HUGGINS. Coronaphotographie. LOHSE. Dasselbe. p. 85. SCHUSTER.

p. 85.

Sur une méthode pour photographier la couronne sans une éclipse de soleil. C. R. XCVI, 51-53;

HUGGINS.

Mondes (3) IV, 75; Brit. J. of Photogr. 28./9 1883; Proc. Roy. Soc. XXX, IV, 409-414; Nature XXVIII, 606; SILL. J. XXV, 126-130; J. de phys. (2) D'ALMEIDA J. II, 173-175; Naturf. 1883, 13-15; s. diese Fortschr. 1882, 102. 7. Vermischte Beobachtungen über die Sonnenthätigkeit, Flecke und Protuberanzen. THOLLON. TACCHINI. KONKOLY.

Störungen, p. 85. Protuberanzen, Fackeln und Flecke. Beobachtungen der Sonnenoberfläche,

p. 86.

p. 86.

Riccö. Observation? of the solar spots, faculae and protuberances. Mem. d. Spettrosc. März 1883.

94

41.

RLCCÒ,

lermo

Astrophysik.

Osservazioni solari eseguite nel r. Oss. d. Pa1882.

Roma 1883.

— — Osservazioni astrofisiche solari eseguite a Palermo nel 2 ° sem. 1 8 8 2 . Mem. d. Spettrosc. XII, H. 2 u. 3. — — Riassunto delle osservazioni astrofisiche solari eseguite nel oss. di Palermo nel 1 8 8 2 . Ib. H. 8; Giornale di Palermo XV.

Osservazioni solari dirette e spettroscopiche fatte a Roma nel 1 e 2 trimestre 1882. Sulle eruzioni solari metalliche nel 1 semestre 1 8 8 2 . Mera. d.

TACCHINI.

Spettrosc. XI, H. 5-8.

— — Osservazioni solari dirette e spettroscopiche fatte a Roma nel 4° trimestre 1882. ib. XII, H. 5. A . BÉLOPOLSKY. Observations photohéliographiques 1881. Ann. de l'Obs. de Moscou Vili (2) 92-112.

F e r n e r e

eri

L i t t e r a t u r .

On actinometrical Observ. made in India at Mussooree and Dehra, Oct. and Nov. 1879. Proc. R. Soc.

HENNESSEY.

1881, XXXI, 153;

ZS. f. Met. 1883, 80.

Sonnenfleckbeobachtungen.

SpûRER.

Verh. d. physik. Ges.

1883, 5. Jan., Nature XXVII, 284.

C. W. SIEMENS. Réponse au objections présentées à la théorie de l'énergie solaire par M M . F A T E et H I R N . Mondes (3) IV, 89-94, 129-133.

Réponse de LANGLEY.

M . PAYE.

Mondes (3) IV, 133; C. R. XCVI, 79.

Le spectre solaire infra-rouge.

Arch. sc. phys.

(3) IX, 89-96. CROVA.

La photométrie solaire.

C. R. XCVI, 124-125; Beibl.

1883, 113; ZS. f. Instrk. 1883, 61. FATE.

soleil.

Sur la constitution mécanique et physique du C. R. XCVI, 136-142; Naturf. 1883, 117-120.

95

Litteratur.

Sulla variazione delle latitudini eliografiche delle macchie solari negli anni 1861—1880.

SPÖRER.

Mem. d. Spettrosc. XI, H. 5-8.

Rapport succinct, rédigé immédiatement après les observations. Mem. d. Spettrosc. XII, H. 9.

JANSSEN.

Rapport écrit le jour même de l'éclipsé à Caroline le 5—6 mai 1883 und PALISA. Rapport au chef de la mission. und TROUVELOT. Sommaire des observations faites durant l'éclipsé totale du Soleil du 6 mai 1883 à l'île Caroline. TACCHINI.

Mem. d. Spettrosc. XII, 5-9.

v.

OPPOLZER. Note über eine von Archilochos erwähnte Sonnenfinsterniss. Wien. Ber. (2) LXXXVI, 790-794.

and ABNEY. Preliminary report of results obtained during the late total Solar Eclipse May 17.

SCHUSTER 1882.

Rep. Brit. Ass. 1882, Southampton LU, 441.

Rapport sur la mission en Océanie pour l'observation de l'éclipsé totale de Soleil du 6. mai

J . JANSSEN.

1883. Mondes (3) VI, 340-346; Spettrosc. (2) 1883 12. Sept.

C. R. XCVII, 586-602; Mem. d.

L. THOLLON. Sur l'interprétation de quelques phénomènes de spectroscopic solaire. C. R. XCVII, 747-749; Mondes (3) VI, 347-386. LANGLEY. Sur l'absorption sélective Ann. de chim. (5) XXIX, 497-543. A.

de l'énergie solaire.

SCHUSTER and W. éclipsé of may 1 7 .

DE ABNEY. On the total solar 1882. Beibl. 1883, 896; Proc. R. Soc. XXXV, 151-153; D'ALMEIDA J. (2) II, 337.

Sonnenfinsterniss am

6.

Mai

1883,

Naturf. 1883,277; Nature

XXVIII, 247-248. STOKES.

On coronal photography without an eclipse.

Nature XXVIII, 606; Rep. Brit. Ass. 1883.

Bestimmung der Sonnenwärme auf elektrischem Wege. ZS. d. elektrot. Vereins Wien I, Nr. 6.

-

41.

96

Astrophysik.

T h e total eclipse of May 6. TACCHINI, J A N S S E N

and

Results of observations of

others

in

Caroline

Islands.

Riv. scient. ind. 1883, Sept. 15-30.

Gr. D . LIVEING. in

the

Sun.

JANSSEN.

On Sun Spots and Terrestrial Elements Phil. Mag. (5) XVI, 401-408.

Sur l'éclipse du 6 mai dernier.

Ann. d. Bur. des longit. 1884.

TACCHINI.

Osservazioni dell'eclisse totale di sole.

Atti d. Line. Trans. (3) VII. 288, H. 14. The

Eclipse

Observations

(6./5.

1883).

Nature XXVIII.

145-146.

JANSSEN. L'Observation de l'éclipse du 6 mai à l'ile Caroline. C. R. XCVI, 1745-46; Nature XXVIII, 205-206; Mondes (4) V, 372.

FATE.

Zur SIEMENS'sehen T h e o r i e der Sonne.

Naturi. 1883, 3 5 1 ; Beibl. 1883, 555.

U e b e r die Erhaltung der E n e r g i e der Sonne. (Eine Sammlung von Aufsätzen und Discussionen.)

TACCHINI. Fackeln 186;

Die Beobachtungen in

den

Jahren

1881

Beibl. 1883, 555.

der Sonnenflecke und 1882.

Naturi.

und 1883,

Atti d. Line. Trans. VII, 151.

TACCHINI. osservato

Sull'eclisse totale di sole del 17 maggio 1 8 8 2 a

Sohage

in E g i t t o .

Mem. d. Soc. degli Spettr.

XI, H. 9.

SPÖRER. Sulla variazione delle latitudini eliografiche delle macchie solari negli anni 1 8 6 1 - 1 8 8 0 . Naturi. 1883, 204; Mem. d. Soc. d. Spettros. XI, H. 10.

—

— Osservazioni di macchie solari fatte à Potsdam dal 2 3 aprile al 5 settembre 1 8 8 2 . ib. H. io.

HUGGINS.

Ueber die Sonnenfinsterniss im Mai

1882.

Naturi. 1883, 134 ; Proc. Roy. Soc. X X X V I , Nr. 222, 320.

ZONA. Appendice. Longetudine per mezzo delle occultazioni, Mem. d. Spettrosc. XI, H. 5-8. 1883.

97

Litteratur.

La lumière du Soleil et celle du ciel dans les hautes régions. Mondes (3) IV, 217-225.

ABNEY.

F AYE.

SIEMENS'

Theory of Solar Energy.

SILL. J. (3) XXV, 230; C. R. 8./1. 1883. (HIRN). Ueber die mechanische und physische Constitution der Sonne. Naturf. 1883, XVI, 89.

FAYE

W. HUGGINS. an eclipse.

Photographing the Solar Corona without

Proc. Roy. Soc. XXXIV, 406-409: SILL. J. (3) XXV, 126-131; J. of Photography 28. Sept 1883 515. cf. oben.

Roy. Observ. Greenwich. The Spectrum of the Great Sunspot of 1882 Novbr. 12—25. Monthl. Not. XLIII, 76 bis 77.

Conservation de l'énergie solaire, annonce des trois prochaines périodes des taches solaires.

DUPONCHEL.

C. R. XOVI, 1417; Mondes (3) V. 108-111; 170-172.

— — Conservation de l'énergie et périodicité des taches du soleil. C. R. XCVI, 1417; Mondes (3) V, 108-111, 170-172.

W.

Solar Potential.

SIEMENS.

Engineering XXXVI, 43 cf.

SILL. J. (3) XXVI, 406.

Observations des protubérances, facules et taches solaires faites à l'Observatoire royale du Collège romain, pendant le troisième et le quatrième trimestre de 1882. C; R. XCVI, 1290-1291; Mondes V, 77.

TACCHINI.

R.

Périodicité des taches du soleil.

WOLF.

Arch, de phys. (3) IX, 405-411.

E.

Die Kometen.

Der grosse Septemberkomet von 1882. II. J.

C. ADAMS. Observations of the Great Comet of September 1882 made at the Cambridge Observatory. Astron. Nachr. CIV, Nr. 2480.

Observations de Plonsk. Ib. Nr. 2492.

JEDRZEJEWICZ.

1882 II

à

Fortsctar. d. Phys. XXXIX. 3. Abth.

la

grande 7

comète

41.

98

Astrophysik.

E . LAMP. Beobachtungen des Kometen 1882 II am Refractor der Kieler Sternwarte. Astr. Nachr. CIV, Nr. 2492, 2498, 2502, 2512.

J O S É LUCAS DE S a . B e o b a c h t u n g e n d e s K o m e t e n 1 8 8 2 II in C o i m b r a . Ib. CIV, Nr. 2493.

J.

FRANZ. Beobachtung des Kometen 1882 II auf der Sternwarte zu Königsberg. Ib. CV, Nr. 2499, 2512.

D. G I L L . On Mr. F I N L A Y ' S pre-perihelion observations of the great comet 1882 II. Ibidem CV, Nr. 2501; Monthl. Not. XLIII, 53, 319-326; (Photographs).

H.

C. WILSON. Observations of the Great 1882 II, made at the Cincinnati Observatory.

Comet

Astr. Nachr. CV, Nr. 2501.

H. KOBOLD.

Beobachtungen von Cometen zu O'Gyalla.

Ibidem CV, Nr. 2502.

jr. Observations of the Great Dudley observatory, Albany, N . - J .

R . H . TUCKER

1882 II.

Comet Ibidem.

B. A. GOULD. Observations of the Great Comet 1882 I I , made at Cordoba. Ibid. CV, Nr. 2508, p. 185, 2538, 273. Freiherr VON JÜPTNER. Kometenbeobachtung Marinesternwarte zu Pola. Ibidem CV, Nr. 2513. C. W. PRITCHETT. Observations of Cçmet Morrison Observatory Glasgow, Missouri.

an

der

II 1882.

Ibid. CV, Nr. 2518.

J . R. EASTMAN. The great Comet 1882 II. Observ a t i o n s of Position. U. S. Naval Observatory. Ibid. CVI, Nr. 2521.

W. TEMPEL. Sternwarte

Beobachtungen Arcetri.

von

Kometen

auf

der

Ibid. CVI, Nr. 2522.

C. H. F . PETERS. Observations of the great Comet of 1882 made at thé Litchfield Observatory of Hamilton College.

Neuer Komet Nr. 2456.

Ibid. CVII, Nr. 2550, 85.

entdeckt' von Hrn. C R Ü L S .

Ibidem CHI,

Litteratur.

99

So uz A PINTO. Beobachtungen des grossen Kometen CRULS in Coimbra. Astron. Nachr. CIII, Nr. 2459. Ar

KRÜGER. Kometen.

"Weitere Nachrichten

über

den

grossen

Enthält Beobachtungen zu Punta Arenas, Paris, Berlin.

Ibidem.

J . PAUSA. Beobachtungen der Sternwarte in Wien.

de» grossen Kometen Ibidem.

auf

F . TERBY. Observation de la comète CRULS à Louvain le 2. Octobre. Ibid. ein, Nr. 2461 ; Ball. d. Bruì. (3) IV, H. 9-10. —

— Aspect of the great com et of 1882 CRULS, observed at Louvain. Avis sur ces notes par MONTIGNY e t LLAGRE. bis 432.

C.

Bull, de Brüx. 1882 (3) IX, Nr. 9-10, p. 345

F . W. P E T E R S . Beobachtungen des Kometen CRULS am Aequatoreal der Kieler Sternwarte. Astron. Nachr. CIII, Nr. 2461.

A. Riccò.

Osservazioni della Cometa CRULS.

Ibid. Nr. 2462, 2505; Nature XXVII, 509 cf. Mem. de Spettrosc. 1882 Ottobre; Athen. 1883 (2) 67.

—

— Osservazioni spettroscopiche della Cometa CRULS fatte collo spettroscopio di Clean applicato al redattore di 0,25 nell'Osservatorio di Palermo. Mem. degli spettrosc. XI, H. 9.

KRÜGER. Kometenbeobachtungen am Refractor der Kieler Sternwarte. Astron. Nachr. CHI, No. 2462. K. ZELBR.

Ueber den grossen Kometen

1882.

Ibidem No. 2463. G.

CACCIATORE. Osservazione della cometa CRULS fatta dal Direttore CACCIATORE al micrometrico anulare del Refrattore del R. Osservatorio di Palermo. Ibid. Nr. 2463, 2471, 2520.

E. MILLOSEVICH. Osservazioni della cometa CRULS fatte all'equatoreale del R. Osservatorio di Collegio Romano. Ibid. c m , Nr. 2463, 2468, 2509, 2512. 7*

100 G.

41.

Astrophysik.

RÜMKER. Beobachtungen des Kometen CRULS auf der Hamburger Sternwarte. Astron. Nachr. CHI, Nr. 2463, 2472.

H.

BRUNS. Beobachtungen des Kometen Sternwarte zu Leipzig. Ibid. Nr. 2463.

F.

ENGSTRÖM.

auf der

Beobachtungen des grossen September-

kometen auf der Sternwarte zu Lund.

H.

CRULS

Ibid. Nr. 2466.

BÜTTNER. Beobachtung des grossen Septemberkometen auf der Sternwarte zu Karlsruhe. Ibidem.

J . TEBBUTT. Observations Nr. 2468, 2504, 2513, p. 263.

of a large Comet.

Ibid. CHI,

GALLE. Beobachtungen des grossen Septemberkometen auf der Sternwarte in Breslau. Ibid. Nr. 2468,

J. J.

2498. B . v . ENGELHARDT. 2513.

Cometenbeobachtungen.

Ibid. Nr. 2469,

Observations of the great Comet of September 1882. Ibid. Nr. 2469, 2514; SILL. J . (3) XXV, 86-87.

E . FRISBY.

Naturi. 1883, 26; cf. Nature XXVII, 226.

W. SCHUR. Beobachtung des grossen Septemberkometen auf der Sternwarte zu Strassburg. Astron. Nachr. CHI, Nr. 2469, 2492, 2496.

Observations de la grande Comète de Septembre 1882. Lyon. Ibid. Nr. 2471.

C H . ANDRÉ.

J . RAHTS.

Meridianbeobachtung des grossen September-

kometen. C. J.

Ibidem.

F . W . PETERS. Beobachtungen des grossen Septemberkometen in Cordoba und Santiago. Ibid. Nr. 2472. GERST.

Beobachtungen des grossen Septemberkometen

in Graz. W.

Ibid. CIV, Nr. 2473.

VALENTINER. Beobachtung des grossen Septemberkometen auf der Sternwarte zu Karlsruhe. Ibid. Nr. 2475.

Litteratur.

JQ1

J . KORTAZZI. Beobachtungen des grossen Septemberkometen auf der Marinesternwarte zu Nicolaiew. Astron. Nachr. CIV, Nr. 2476.

J . F . JÜL. SCHMIDT. Ortsbestimmung des grossen Kometen 1882 Zll Athen. Ibid. Nr. 2 4 7 8 , 2 4 8 6 , 2 4 9 5 , 2518, p. 347, 362.

A. N. SKINNER. Meridian observation of the Great Comet of the September 1 8 8 2 (Washington). Ibid. Nr. 2478. F . CONTARINO e F . ANGELITTI. Ibid. Nr. 2479, 2504.

Osservazioni di Comete.

Observation of Comets a, b, c, 1882 made at the Royal Observatory Greenwich. Month. Not. XLII1, 25, 84. J . ELLERY. Observations of the great Comet made at the Melbourne Observatory. Ibid. 2?. C. RÜSSEL. Observations of the great Comet made at the Sydney Observatory. Ibid. 31.

1882

JOHN TEBBUTT. Observations of the great Comet 1882 made at Windsor, New South Wales. Ibid. 3 1 , 6 2 ; Postperihelion S. 283. A . V . NURSING R O W . (b)

1882.

G. POCHRANE. (b)

1882.

Observations of the great Comet

Ibid. 32.

Sextant Observations of the great Comet Ibid. 34.

Observations of the Cambridge observatory. D.

On Photographs of the Comet b.

GILL.

STEVENSON. Ibid. 54.

KONKOLY. Ibid. 56.

J.

REED.

PARRY.

PRINCE.

Ibid. 50. Ibid. 53.

Observations at Auckland, New Zealand. Observations at the O'Gyalla Observatory. Sextant Observations.

Sextant Observations.

Ibid. 57. Ibid. 58.

Observations of the great Comet (b) 1882.

Ibid. 84. Dieser Beobachter hat die Trennung des Kernes am 20. October

102

41.

Astrophysik.

bemerkt, er findet am 23. October den Kern ganz länglich mit 4 getrennten Condensationspunkten. PARSON.

Sextant Observations.

Month. Not. XLIII, 87.

BARKER.

Sextant Observations.

Ibid. 88.

Observations at Dalston.

HOPKINS.

Ibid. 90.

BRETT.

Sketch of the great Comet.

KDDIE.

Observations at Grahamstown, Cape of Good Ibid. 289.

Hope.

Ibid. 288.

Pre-perihelion Observations at Good Hope. Ibid. 319.

FINLAY.

the Cape of

Observations de la grande comète 1882 (b) faites à Toulouse. C. R. XCVI, 474.

BRÜNNER.

Observations de la grande comète de septembre 1882 à Paris et à la Martinique. Ibid. 629, 1559, 1639.

G . BIGOURDAN.

A. KRÖGER. CRÜLS. H.

Elemente und Ephemeride

des

Kometen

Astron. Nachr. CHI, Nr. 2459.

OPPENHEIM. Elemente und Ephemeride des grossen Kometen CRÜLS. Ibid. Nr. 2459, 2470, 2479.

H. OPPENHEIM.

Elemente des Cometen CRULS.

Science Observer. International Circular Nr. 5. K . ZELBR. Ueber den grossen Astron. Nachr. CHI, Nr. 2463, 2466. H . OPPENHEIM. Ueber die CRÜLS. Ibid. Nr. 2467. F R I S B Y and SKINNER. Ibid. Nr. 2464. PICKERING. On Ibid. Nr. 2470.

Cometen

1882.

Bahnberechnung des Cometen

Elements of the great Comet.

the orbit of the great Comet.

KREUTZ. Elemente des grossen Septemberkometen 1882. Nature XXVII, 400; Astron. Nachr. CIV, Nr. 2482, CVI, Nr. 2527, 2532; (cf. WINLOCK.).

E. F R I S B Y .

Elements of the great Comet 1 8 8 2 .

Astron. Nachr. CIV, Nr. 2482, CV, Nr. 2499.

Litteratur.

JQ§

C.

STEÖHERT. Ephemeride des grossen Septemberkometen 1882 II. Àstron. Nachr. CIY, Nr. 2486, CV, Nt. 2500.

W.

L . ELKIN. Note on the orbit of the great Comet 1 8 8 2 II. Monthl. Not. XLHI, 21; Astr. Nachr. CIV, Nr. 2490; Naturf. 1883, 18-19.

R.

GAUTIER. La grande comète de septembre 1882 Naturf. 1883, 222-223; Arch. soc. phys. (3) IX, 357-373.

(Bahn). — —

Eléments de la grande comète de septembre

1882.

Astron. Nachr. CV, Nr. 2519 p. 363.

WHITE. Approximate Month. Not. XLIII, S. 30. FINLAY

et

1882.

ELKIN.

Elements of the great Comet (b)

ibid. 24.

MORRISON. Orbit Ibid. XLIV, 49. WILLIS. Note Ibid. 86.

GOTHAËD.

of the great comet 1882 II.

accompanying a sketch of the great Comet.

TATLOCK. Elliptic Ibid. XLIII, 419.

WEISS.

elements of the great Comet.

elements of the great Comet (b) 1882.

Spectrum of the great comet.

Ibid.

424.

Bemerkungen über den grossen Kometen.

Der Verfasser vergleicht Elemente und Bahn des grossen Kometen mit denen anderer Kometen, er bemerkt Aehnlichkeit mit dem Kometen 18431 und 18801, findet aber die Differenz in den Elementen zu gross und das Aussehen zu verschieden, um eine Identität mit 1843 I ableiten zu können. Da 1843 I von einigen Astronomen mit Komet 1668 in Zusammenbang gebracht worden ist, so wurde auch dieser mit dem grossen Kometen verglichen, doch findet sich auch hier keine genügende Uebereinstimmung, ebensowenig wie mit Komet 1880 1, Wmtn.

104

41.

J. ELLERY. 1882).

Astrophysik.

A new Comet (the Great Cornei of Sept. Astron.' Nachr. CIII, Nr. 2470.

Enthält Beobachtungen.

CH. ANDRÉ.

Ueber den grossen Septemberkometen.

FR. SCHWAB. 1882

II.

Ueber den grossen

Septemberkometen

Astron. Nachr. CV, Nr. 2497.

Eine durch eine Steindrucktafel erläuterte ausführliche Beschreibung des Aussehens des Kometen vom 24. September 1882 bis 7. Febr. 1883, gesehen mit blossem Auge oder einem Opernglas.

Wnstn.

TH. BREDICHIN. 1882

II.

Sor la grande comète de Septembre

Astron. Nachr. CV, Nr. 2505, p. 129-132.

OLIV. H . LANDRETH. Ueber das 1 8 8 2 II am 1 3 . October 1 8 8 2 .

Aussehen des Kometen ibid. Nr. 2511.

C. H. F. PETERS. Notes and remarks on the aspect of the comet. Astron. Nachr. CVII, Nr. 2 5 5 0 f . Zunächst wird der Anblick eines Normals fllr grössere Kometen beschrieben, um herrschenden falschen Ansichten entgegenzutreten.

Am meisten ins Auge tretend ist der Kern, feurig und

meist rötblich gefärbt.

Er sitzt im concaven Theile der soge-

nannten Httlle, welche ihn mehr oder weniger symmetrisch umgiebt. Ausströmend vom Kern ins Innere der Httlle

bemerkt

man

ein

Band oder mehrere Bänder, die sich krümmen und wenn mehrere Hullen vorhanden sind, niemals die innerste Hülle durchbrechen, sondern sich kurz umbiegen, wenn sie an die Grenzlinie derselben kommen, gerade als ob sie dort einen Widerstand fänden, dort gleichzeitig eine Anhäufung des Glanzes zeigend. Ausser den Hüllen und Bändern zeigen einige Kometen noch einen Anhängsel, der sich vom Kern rückwärts und gerade in der Richtung der Schweifaxe erstreckt und als Pinsel (brusb) bezeichnet wird. E s folgt die Beschreibung des Anblickes des Kometen am 21. October.

Derselbe zeigt fünf oder sechs Hüllen.

Beim Ent-

Litteratur.

BREDICHIN.

PETERS.

GILL

105

etc.

langgeben an der concaven Seite der sehr schwachen innersten Httlle bis za der Stelle, wo sie sich mit der besonders hellen Lichtlinie des Kopfes verbindet, findet man eine wohlbegrenzte runde Scheibe von einer mattgelben Strohfarbe, von um etwa 5 Secunden geringerem Durchmesser, als die Breite der hellen Linie. Dies ist der eigentliche Kern. Er theilt die helle Linie in zwei ungleiche Theile. Der gegen die Sonne gerichtete Theil reicht bis zum Umfang der innersten Hülle, wo er an Glanz zunimmt und sich etwas verbreitert. Seine Länge, zugleich die Ausdehnung der HUlle, beträgt 25". Der zweite Theil in der Schweifaxe hat eine Länge von 80". Man hat also den Normaltypus, ein Band, Kern und Pinsel. Wmtn.

D. GILL.

Notes on the great Comet (b) 1 8 8 2 .

Month. Not. XLIII, 19f.

Enthält die interessante Thatsache, dass der Komet auch nach Sonnenaufgang noch vollkommen sichtbar blieb, wenn nur das Auge gegen das Sonnenlicht mit der Hand beschattet wurde. Wmtn. H. FINLAY. The great Comet (b) 1 8 8 2 . Disappearance at the Suns Limb. Month. Not. XLin, 21. W. L . ELKIN.

Observations of the great Comet (b) 1 8 8 2 .

Ibid. 22.

Beide Beobachter konnten das Eintauchen des Kometen und sein Verschwinden am Sonnenrande beobachten so scharf wie eine Sternbedeckung. Wmtn. F . C. PENROSE.

The great Comet (b) 1 8 8 2 .

Month. Not. XLIII, 25, 91.

Note on sketches of the Comet.

STRAHAM. TEMPEL.

Note on drawings made at Arcetri.

MARKWICK.

Notes . . .

Ibid. 331. Ibid. 322.

Ibid. 322.

U. S. Naval-Observatory Washington. Note on the Comet. Ibid. 331.

106

41.

Astrophysik.

Riccö. Osservazioni astrofisiche della grande cometa del 1882 eseguite nel reggio osservatorio di Palermo. Mem. d. Spectrosc. XII, 2 1 7 f .

Unter obigem Titel bietet Riccö eine ganz hervorragende Beschreibung des grossen Kometen von grösster Ausführlichkeit. Vom Tage seiner Auffindung in Palermo ausgehend, werden zunächst sämmtiiche Positionsbestimmungen während der Zeit vom 21. September bis zum Verschwinden des Kometen, bis zum 6. April mitgetheilt. Diese, 36 an der Zahl theils von CACCIATOKE, theils von Riccö angestellt, sind übrigens auch in den Astron. Nachr. veröffentlicht. Es folgt eine Auseinandersetzung über den Kern und die Hülle, worin die Veränderungen, welche beide erlitten, bezüglich der Anblick, den sie an den 31 Beobachtungstagen boten, beschrieben werden. 6 Abbildungen erleichtern die Vorstellung dieser Vorgänge. Mikrometrische Messungen am Kern wurden an 16 Beobachtungstagen ausgeführt, und zwar wurden Länge, Breite, sowie Positionswinkel des Kerns und Positionswinkel des Radius vector bestimmt. Ein besonderes Kapitel giebt Auskunft Uber Form, Position und Dimensionen des Schweifes. An 59 Beobachtungstagen bis zum 3. Mai ist Uber das Aussehen des Schweifes und die Veränderungen, die in ihm vorgingen, Buch geführt, an 44 Tagen die Längen- und Breitenausdehnung desselben hestimmt. Ueber die Sichtbarkeitsverhältnisse bandelt der nächste Abschnitt, und endlich kommen die spectroskopischen Beobachtungen. Ueber das Auftreten der gelben Natriumlinie in einem continuirlichen Spectrum unter Abwesenheit der Kometenbanden, über das allmähliche Verschwinden dieser Linie bei gleichzeitigem Schwächerwerden des continuirlichen Spectrums und dem erst verwaschen, dann immer stärker Hervorkommen der bekannten drei Banden bis zur vollkommenen Ausbildung des typischen Kometenspectrums ist anderwärts referirt. Der Riccö'sche Aufsatz bietet auch hier wieder den Vorzug directer Anschauung durch treffliche Bilder, cf. Fortschritte 1882, III. Ueber den Durchgang des Kometen durch die Korona der Sonne theilt Riccö. im folgenden Abschnitt mit, dass nach der

Ricco.

ANDRÉ.

CONNESSIAT.

PALISA.

SCHMIDT.

107

auf den Elementen von O P P E N H E I M basirten Epbemeride von KRÜGER der Komet am 17. September 6 Uhr 22 das Perihel passirte und zwar in einer Entfernung von der Sonnenoberfläcbe von 7 , des Sonnenradius, so dass er die Korona durchschnitt. Indessen hat dieser Durchmarsch weder auf die Kometenbahn einen unmittelbar verwirrenden Einfiuss geübt, noch auch ist auf der Sonne vor- oder nachher eine aussergewöhnliche Thätigkeit zu spüren gewesen. — Zum Schluss kommt noch ein Rückblick Uber die ganze Abhandlung. Wnstn.

CH. ANDRÉ.

Sur l'observation faite par M.

de la grande c o m è t e de 1 8 8 2 . GONNESSIAT. Observation 1882. Ibid. 150.

GONNESSIAT

C. R. XCVII, 150-151.

faite de la grande

Kurzer Bericht. über die Veränderungen grossen Kometen.

comète

des Kernes des Wnstn.

Theilung des Kernes des grossen Septemberkometen 1882. Astron. Nachr. CHI, Nr. 2469.

G . PALISA. E. E.

BARNARD.

Notes on the great Comet

1882.

Ibid. CIV, Nr. 2489, 267-272; cf. Sidereal Messenger I, 8-9.

G.

F.

JUL.

1882

II.

SCHMIDT.

Ueber den Kern des Kometen

Astron. Nachr. CV, Nr. 2499f.

Oer Kern zeigte sieb zunächst, so lange die tiefe Lage am Horizont eine scharfe Untersuchung der Lichtmasse nicht zuliess, als unbegrenzte, wallende, gelbroth glühende Nebelmasse. Später als man stärkere Vergrösserungen anwenden konnte, zeigten sich 2 bis 3, oder auch mehr helle Punkte in dem schmalen Kernfächer, der sich in der Richtung W.O. erstreckte. Endlich nach dem dritten October sah man jedesmal nur 2 kleine helle Scheibchen von bez. 1" und 3" Durchmesser. Wn$tn.

108

41.

Astrophysik.

WILH. TEMPEL. Ueber den grossen Septemberkometen 1 8 8 2 . Astron. Nachr. CIII, Nr. 2468; Month. Not. XLIII, 319-326.

W. G. LETTSOM. Beobachtung des Schweifes des grossen Septemberkometen

1882.

Astron.

Nachr. CIV, Nr.

2476;

Naturf. 1883, 26.

Der Schweif zeigt eine merkwürdige Verlängerung über das Kopfende des Kometen hinaus. Wnstn. ERNST HARTWIG.

seine

Begleiter

Der grosse Septemberkomet 1882 und vom 9. October. Astron. Nachr. CVI,

Nr. 2535. GILL.

Note on the nucleus.

Monthl. Not. XLIII, 319.

J. F. JUL. SCHMIDT. Bericht über einen den grossen Kometen begleitenden Nebel am 9., 10., 11. October 1882.

Astron. Nachr. CIII, Nr. 2468.

In obigen drei Nächten bemerkte SCHMIDT südwestlich vom Kometen einen sichelförmigen Nebel, der denselben begleitete, doch mit einem täglichen Zuwachse des Abstandes vom Kometen um etwa einen Grad. Wnstn. Ueber die Gestalt des Schweifes des grossen Kometen von 1882. Asta-on. Nachr. CV, Nr. 2478;

J . F . JUL. SCHMIDT.

Naturf. 1883, 46; Nature XXVII, 446. E.

E . BARNARD.

Notes on the great Comet 1882.

Astron. Nachr. CV, Nr. 2489.

C. H . F . PETERS. Notes and remarks on the aspect of the comet 1882 I I . Astron. Nachr. CVII, Nr. 2550.

TH. BREDICHIN. Recherches sur la comète 1882 I I . Ann. d. l'obs. d. Mose. 1883, 2. Livraison; Mem. Spettrosc. XII, 95.

§ 1. Eine Reihe von Auszügen aus allen Beschreibungen, welche von den verschiedensten Beobachtern dieses herrlichen Kometen zusammengestellt sind. Zwischengefttgte Bemerkungen BBEDICHIN'S geben mit diesen Auszügen ein vollkommenes Bild des Kometen von seiner Erscheinung an, jede einzelne Aenderung ist aufs gewissenhafteste angeführt. § 2 giebt die Moskauer Be-

BREDICHIN.

Litteratur.

OLIVEIRA-LACAILLE.

THOLLON.

1 0 9

obacbtungen, angestellt von den HBrn. B R E D I C H I N , B É L O P O L S K Y und S O K O L O F F In § 3 werden die Positionen der Schweifaxen berechnet, wie sie ans den verschiedenen Wertben der Repulsirkraft sich ergeben aus den bekannten BREDicHiN'schen Formeln. In § 4 bis § 6 werden dann die Einzelheiten in den Erscheinungen im Kometenschweif an der Hand der B R E D I C H I N schen Theorie und der oben gewonnenen Werthe näher erläutert und endlich auch die Formeln für normale Schweife entwickelt, unter Zugrundelegung einer Repulsion = 0 (l~jU = 0) für ein Theilchen, welches gegen die Sonne geschleudert wird unter einem Winkel mit dem Radius vector 6 = 0, sowohl für Ellipse als auch für eine Hyperbel. Wnstn, Sur la grande comète de 1 8 8 2 I I .

Mem. Spettrosc. XII, 72,

H. 2. u. 3.

TH. BREDICHIN. 1882

II.

Les

ondes

cosmiques

dans

la c o m è t e

Mem. Spettrosc. XII, 197; Astron. Nachr. CVI, Nr. 2534,

Ein polemischer Artikel gegen die Gegner der BREDicHiN'schen Theorie und die aus derselben sich ergebenden Schlussfolgerungen. Wnstn. TH. BREDICHIN. Note sur la queue du I type de la comète 1 8 8 2 I I . Naturf. 1883, 238; Mem. Spettrosc. XII, 19Ö; Bull, de Moscou 1883 H. 1, LXVIII, 227-241; Astron. Nachr. CVI, Nr. 2532, p. 177-180.

DE OLIVEIRA-LACAILLE. S u r une curieuse modification du noyau de la grande c o m è t e . C. R. XCVI, 475-476; Mondes (3) IV, 369; Naturf. 1883, 125.

Bespricht die auch von S C H M I D T und anderen gesehene Theilung und Veränderung im Kerne des grossen Kometen. Wnstn. THOLLON.

Sur

le

déplacement

des raies

du

sodium,

observé dans le spectre de la grande comète de 1882. En commun avec M. GOUY. C. R. XC, 371. B . HASSELBERG.

Zur Spectroskopie des grossen Septem-

41.

110 berkometen

1882.

Astrophysik.

Astron. Nachr. CIV, Nr. 473; Beibl. 1883,

293; Athen. 1883 (1) 155.

Nur im mittleren Streifen dea Spectrums konnte eine Messung vorgenommen werden, dieselbe ergab für die nach der weniger brechbaren Seite hin scharf begrenzte Kante >1 = 517,5+0,2. Die relativ grössere Helligkeit dieses Streifens liess in demselben noch ein zweites Maximum recht sicher erkennen, welches dem secundaren Maximum der entsprechenden Bande im Spectrura der Kohlenwasserstoffe bei X = 512,8 ohne Zweifel entsprach. An Helligkeit zunächst kommend war die Dritte im Blauen gelegene Bande. Diese Beobachtungen, Mitte October angestellt, ergaben demnach das gewöhnliche Kometenspectrum, welches mit dem der Kohlenwasserstoffe Übereinstimmt. Im September dagegen setzte sich dasselbe nach THOLLON ausschliesslich aus einem sehr hellen continuirlichen Spectrum vom Kerne und aus den beiden hellen, den Z)-Linien des Sonnenspectrums entsprechenden Natriumlinien zusammen, während von den Kohlenwasserstoffbanden nichts vorhanden war. In der Zwischenzeit muss sich also das Spectrum verändert haben und Riccö hat allmählich die Metalllinien erlöschen sehen. Das Natriumspectrum ist also wie beim Kometen W E L L S nur in der Sonnennähe vor« handen gewesen. £ine Erklärung für dies Phänomen durch die starke Erhitzung der Kometenmaterie in der Sonnennähe ist nach HASSELBERG nicht haltbar, da dieselbe das Verschwinden des Kohlenwasserstoffspectrums nicht bedingen kann. HASSELBERG sucht den Grund in elektrischen Entladungen innerhalb der Masse des Kometen, wie sie durch die grosse Heftigkeit, mit welcher namentlich in der Nähe des Perihels die Ausströmungen aus dem Kerne vor sich gehen, hervorgerufen werden können und müssen. Als Beweis dient ein Laboratoriumsversuch. Wenn in einer Kohlenwasserstoffdampf enthaltenden Spectralröhre, welche fUr sich beim Durchgange der elektrischen Entladung das diesen Dämpfen angehörende Spectrum allein giebt, Natrium zum Verdampfen gebracht wird, so verschwindet das Spectrum der Kohlenwasserstoffe beinahe oder ganz, während die Metalldämpfe die Ueberfllhrung des Stroms allein Übernehmen.

THOLLON.

HASSEBERG.

111

V. KONKOLY

Dies geschieht so lange als durch fortgesetzte Wärmezufuhr die Verdampfung des Metalls unterhalten wird, condensiren sich in Folge Entfernung der äusseren Wärmequelle die Metalldämpfe, so kehrt unter Verschwinden des Metallspectrums dasjenige der Kohlenwasserstoffe wieder. In unsern Breiten ist beim Kometen W E L L S das Erscheinen des Natriumspectrums, beim grossen Kometen das Verschwinden desselben und Wiederauftreten des Kohlenwasserstoffspectrums beobachtet worden, beide Beobachtungen ergänzen sich und geben somit ein Glied in der Reihe der Beweise, welche fUr einen elektrischen Ursprung der kometarischen Lichterscheinungen angefahrt werden können Wnsln. v.

KONKOLY. Beobachtung des grossen Septemberkometen auf der Sternwarte in O'Gyalla. Astron. Nachr. CIV, Nr. 2475, 45-48f; Beibl. 1883, 293.

Der Kern zeigte ein sehr helles continuirliches Spectrum, in welchem das rothe Ende besonders hell erschien; die Natriumlinie war jedoch darin (am 1. Nor.) nicht mehr zu sehen. Die Coma selbst zeigte ein ziemlich helles Kometenspectrum, charakterisirt durch die Kohlenwasserstoffbanden. Die Banden sind gemessen, die Richtung der vierten ist zweifelhaft, eine fünfte nicht mit Sicherheit gesehen. Wenn die Intensität der hellsten Bande im GelbgrUn mit 1 bezeichnet wird, so verhalten sich die Intensitäten der anderen, wie 0,1 (?); 0,7; 1,0; 0,2 uud 0,4. Die mit dem Fragezeichen versehene ist die zweifelhaft gegen Roth gelegene. Die Reduction gab hier die Position der gemessenen Linien in Wellenlängen Kante

I. II. 562,0 III. 514,7 IV. 502,6 (?) 472,2 V. Die danebenstebenden Zahlen sind des Spectrums des Bunsenbrenners.

610,0 560,2 514,7 472,2

Maximum

596,2 556,9 513,1 469,9 — 431,4 die Resultate der Messung

41.

112

Astrophysik.

Alle Linien schienen in der Mitte stark angeschwollen zu sein, doch waren sie gegen das weniger brechbare Ende des Spectrums schärfer begrenzt und gegen Violett verwaschen. Die angeschwollenen Theile der Linien gingen durch das continuirliche Spectrum in einander Uber. Wnstn.

E. v. GOTHARD. S p e c t r o s k o p i s c h e B e o b a c h t u n g e n des g r o s s e n S e p t e m b e r k o m e t e n 1 8 8 2 II. auf dem astrophysikalischen Observatorium zu Heröny (Ungarn). Astron. Nachr. CY, Nr. 2516, p. 311. v. GOTHARD findet aus zahlreichen Messungen für die drei Banden bezüglich I. 561,9, II. 515,3, III. 471,0; cf. auch CHI, 377; Beibl. 1883, 116.

FAYE. Sur un dessin de la grande c o m è t e de 1 8 8 2 , e x é c u t é à l'Observatoire de M . BISCHOFFSHEÏM près de Nice. C. R . X C V I , 1 7 5 6 - 1 7 5 7 F ; Mondes ( 4 ) V , 3 7 2 . Die Zeichnung rührt von Hrn. CHARLOIS her; besonders auffallend ist die Verlängerung des den Kometen umhüllenden Nebels nach der Seite der Sonne hin. Zum Schluss hält Hr. F A Y E gegenüber einer Bemerkung des Hrn. SCHWEDOFF, die Behauptung aufrecht, dass Hr. SIEMENS in seiner Sonnentheorie eine das Weltall erfüllende Materie annimmt, deren Dichtigkeit nur von der Temperatur der betreffenden Stelle des Baumes abhänge. Pm. F e r n e r e

L i t t e r a t u r .

Observations of the Great C o m e t b ( 1 8 8 2 ) . XLIII, Dec. 1882; Cambridge BOEKEK 8 8 ;

PENROSE 9 1 ;

Obs. 1150;

Monthl. Not. R. Obs. Greenwich 8 4 ;

TRÉPIED ( A l g i e r ) X C V I ,

1016;

FABRITIUS

Astron. Nachr. CV, Nr. 2514; Britchett Nr. 2518.

Observations de la g r a n d e c o m è t e b 1 8 8 2 , faites à l'équatorial BRUNNER d e l'Obs. d e T o u l o u s e .

BAILLAUD.

C. R. XCVI, 474-475; Mondes (3) IV, 354. BACKHOUSE. 3 3 8 L.

The

Great C o m e t

of 1 8 8 2 .

Nature XXVII,

v.

A. A. COMMON.

GOTHARD.

FAYE.

Litteratur.

H 3

The Nucleus of the Great Comet (b)

Month. Not. XLIII, 382-383.

1882.

C . CHANDLER

(Harvard College).

The Great Comet of

Nature XXVII, 300.

1882.

E. RISTORI. COPPELLETTI.

FABRICIUS.

The Comet.

Ibid. 314-315.

Il gran Cometa de 1882. Mondes (3) VI, 48. Ueber den grossen Kometen 1882.

Nature XXVIII, 116.

RISTORI.

Figure

ATKINSON.

Ebendar,

ibid. 251.

of the Nucleus of the bright comet of 1882

(GOULD).

Nature XXVII, 246.

KREMSER. Sur la grande comète de 1882 Bull, de Moscou LVII, 1882, No. 4 p. 323-323.

E. RISTORI.

II.

The Orbit of the Great Comet of 1882.

Nature XXVII, 388, 389 L.

F . PORRO. SCHIAPARELLI, Ibid. 533-534.

on the Great Comet of 1 8 8 2 .

LACAILLE. Observations of the nucleus of the great comet of 1882. Bull. Astron. and Meteor, de l'Obs. de Rio; Nature XXVIII, 65; siehe dort weitere Beobachtungen.

Riccò.

Beobachtungen über den grossen Kometen.

C. R. XCV, 712.

JANSSEN. Ebendar.' D'ALMEIDA J . (2) 1 , 4 4 1 ; Naturf. 1883, 114 bis 115; Beibl. 1883, 28-29. MCEWEN. Observation Nature XXVII, 247. SCHIAPARELLI.

of the Comet at Hongkong.

Osservazioni della cometa BROOKS fatte

nel R. Osserv. d. Brera.

Rend. Lomb. 1883, XVI, 602.

TH. SCHWEDOFF. Sur la figure de la grande comète septembre. C. R. XCVI, 1349-1351; Mondes (3) V, 117.

de

et GOUY. Sur le déplacement des raies du sodium, observé dans le spectre de la grande comète

THOLLON de

1882.

C. R. XCVI, 371-372;

Mondes (3) IV, 274;

1883, 293. Fortschr. d. Phys. XXXIX.

S. Abth.

8

Beibl.

114

La

41.

Astrophysik.

grande comète australe de 1882.

Rev.

scient.

XXXI,

(1883, 1) 158-159.

La grande comète à l'observatoire de Mahamatina (Madagascar). Mondes (3) IV, 81-82. G.

BUTTERFIELD. On tbe orbit R. soc. of N. S.-Wales 1882/83.

Kometen

of the late comet.

1 8 8 2 I.

mit Ausnahme II, Septemberkomet. L i t t e r a t u r .

A.

Osservazioni micrometriche della Cometa W E L L S 1 8 8 2 , fatte nel R . Osserv. d. Capodimonte dai Dottori F. CONLARAND e T . A N G E L E T T I . DE GASPARIS.

Rend. Nap. XXI, 1882, 2 1 0 ; XXII, 1883, 142.

e

HASSELBERG FLNLAY. G.

TACCHINI.

Sullo

spettro

della cometa

Lett. 1882, 1-3; Mem. d. Spettrosc. 1882, H. 11.

v. N I E S S L . Ueber den Kometen I I I 1882. Verh. d. Naturf. Vers, in Brünn 1882 XXI, 39, H. 1.

TACCHINI.

Sulla cometa

FINLAY

1882.

Atti d. Line. Trans.

VII, 136-137. BREDICHIN. Researches on the Ann. de l'obs. d. Mose. IX L. I. I

1 8 8 2 WELLS.

On the photographing spectrum of comet

W . HUGGINS. (WELLS)

first comet of

1882.

Proc. R. Soc. XXXIV, 148-150;

Rep. Brit.

Ass. Southampton 1882, LII, 442-443.

Osservazioni micrometriche della cometa WELLS 1 8 8 2 . Osservazioni micrometriche sulla grande cometa di settembre 1 8 8 2 . Rend, di Napoli X X I , H. 11, 12,

D E GASPARIS.

(20. Dee. 82). ZELBR.

Ueber die Bahn der kometarischen Nebelmasse.

SCHMIDT RKSPIGHI.

1882.

Wien. Ber. (2) LXXXVI, 1090.

Sulla cometa

FINLAY

1882.

Atti d. Lincei Trans.

VII, H. 9, p. 181-183. T H . BREDICHIN. 1882. 4».

Sur la comète de

1882

I

(WELLS).

Litteratar. Kometen

JJ5

1883.

I. a « SWIFT-BROOKS. II. 6 ß PONS-BBOOKS.

Entdeckung und erste Beobachtung zu Rochester, Newyork. Astron. Nachr. OIV Nr. 2495 365.

SWIFT-BROOKS.

S.

0.

Beobachtungen zu Cambridge Mass.

CHANDLER.

Ibid. CIV, 2495; CV, Nr. 2504; CVI, Nr. 2521.

E.

Beobachtungen zu Kiel.

LAMP.

Ibid. CIV, Nr. 2495 ;

CV, Nr. 2497; CVI, Nr. 2525.

A.

Beob. am Refractor der Kieler Sternwarte.

KRÜGER.

Ibid. CIV, Nr. 2495 ; M.

W. MEYER. Beobachtungen auf der Sternwarte zu Genf. Ibid. CIV, Nr. 2495, 2496; CV, Nr. 2499.

W.

auf der Sternwarte zu Strassburg.

SCHUR,

Ibid. CIV, 2495; CV, Nr. 2502, 2504.

R.

ENGELMANN

B.

PETER

H.

C . VOGEL

in Potsdam.

F.

ENGSTRÖM

in Lund.

E.

MiLLOSEVICH i n

B.

v.

in Leipzig.

in Leipzig.

Ibid. Ibid.

ibid. ; CV, Nr. 2499.

Rom.

ENGELHARDT

Ibid. CIV, Nr. 2496.

Ibid. CIV, Nr. 2497.

in Dresden,

ibid. CV, Nr. 2497,

2504, 2513. KORTAZZI

H. W.

Gr.

in Nikolaiew.

LEITZMANN TEMPEL

in Hamburg.

in Arcetri.

CACCIATORE

CH. ANDRÉ

Ibid. CV, Nr. 2497.

Ibid. Nr. 2498, 2505.

in Palermo.

in Lyon.

in Königsberg,

J.

in Graz.

G.

V.

SCHIAPARELLI

A.

ABETTI

in Padua.

Ibid. Nr. 2498.

Ibid. Nr. 2499, 2512.

J . FRANZ GERST

Ibid.

ibid.

Ibid. Nr. 2499.

in Mailand.

Ibid.

Ibid. 8*

2498,

116

41.

Astrophysik.

C. F . W. P E T E R S in K i e l .

Astron. Nachr. CV, Nr. 2501, 2504.

H . B Ü T T N E R in K a r l s r u h e .

Ibid.

Gr. M E Y E R in G ö t t i n g e n . V. JüPTNER in P o l a .

Ibid. Nr. 2 5 0 4 .

Ibid. Nr. 2505, 2513.

H . K O B O L D in O ' G y a l l a . R.

H . T U C K E R j r . in A l b a n y Ibid.; CVI, Nr. 2533. WILTRAM

DR.

SEDRZEJEWICZ F.

JUL.

Dudley

in P u l k o w a .

TH.

J.

ibid. 2505.

Ibid. CV, Nr. 2509.

in P l o n s k .

SCHMIDT

Observatory.

Ibid. Nr. 2512.

in A t h e n .

Ibid. Nr. 2 5 1 6 .

C. W . P R I T C H E T T in G l a s g o w , M i s s o u r i . G.

V.

SCHIAPARELLI

in M a i l a n d .

A . D O N N E R in H e l s i n g f o r s . G. L A M P in B o t h k a m p .

Ibid. Nr. 2517.

Ibid. Nr. 2518.

Ibid. CVI, Nr. 2521.

Ibid. CV, Nr. 2 5 0 4 ; CVI, Nr. 2529.

Spectroskopische Beobachtungen des Kometen. H.

C . V O G E L in P o t s d a m . Not. XLIII, 328-329.

in

V.

KONKOLY

E.

v. GOTHARD In Potsdam,

O'Gyalla. in

Astr. Nachr. CIV, Nr. 2 4 9 6 ; Monthl. Astron. Nachr. CV, Nr. 2501.

Her6ny.

Ibid. Nr. 2505.

sowie in O'Gyalla

wurden

nur

die drei be-

kannten einseitig verwaschenen Banden b e m e r k t , während GOTHARD noch

eine vierte zu sehen

glaubte.

Die Helligkeit

der

Banden schätzte KONKOLY ZU bezüglich 0,6 : 1 , 0 : 0 3 , GOTHARD ZU 0 , 6 : 1 , 0 : 0 , 1 :0,5, sie lagen auf einem sehr schwachen contiuuirlichen Spectrum.

Die Abmessungen in Wellenlängen ausgedruckt

in mmm waren in O ' G y a l l a

559,9

515,6

470,2

in Her100) \5170

—

5285

5359

5225 5227^

nach

a die

hellste Linie,

sie wird

beschrieben.

x und l LEMSTRÖM

in

blau und

gesehen.

violett,

die Linie l

wurde

nur

von

161

BACKHOUSE.

C

5189±9 5207+11

5004+3

4873

4959

{?4930±21

5050—4990

4930—4850

4320+20

4720 4660+25 /4705 14740—4670

5280

+8

4280

4410

4240

4480 4340 4350 4300 4400

+8

Die F a r b e

des Nordlichts

+9 hängt

nahe

uiit

4112

4278

4366

4870

. _+8

zusammen.

4310 4302+6 4370±6

4640 4663+10

4870 4850 4850 4850 4870 4870

5001

4112

4240+12 4310

J

5170

5199

—

4714+20

4685 Í4840—4650\ \4760

4900

5100

4286+16

4250

4860 4920 4874+5

5025+9 5002+5

—

4256

5050 5205

4280+3

4686

?Y4820

5020

5170

4366

4692+2 (4663+3 14694—4629 4708+5

4871

4996±9

+20

+ 12

+8

dem

Spektrum

Das continuirliche Licht des Spektrums reicht von

a

bis d und ist sehr schwach von y bis 8. Ein F l a c k e r n des Spektrums wird nicht durch das Strahlenschiessen bedingt.

BACKHOUSE

beobachtete von 1871 ( l . / i l . ) bis 1 8 8 3 ( 2 6 . / S . ) die Linien. Fortschr. und Seehöhe H beträgt: g = wobei glb