au befreien suchen. Unterdessen nun sollte er in ferner Zelle sitzen, er hatte sie genugsam geärgert Jedenfalls mußte der König noch wahrend des Festes erfahren, was mit feinem jüngsten Kammerherrn ge-

' ^^Dies ^gelang. Ludwig XVIII. zog bei dieser Nachricht die Frauen hoch, was er immer tat, wenn ihm etwas nicht patzte. Dann beschied er Fauche zu sich und sagte kurz: „Lassen Sie den Damen ihre Tänzer. Damville soll Polka tanzen, aber nicht sitzen."

So kam es, daß sich am andern Tag Fauche zu sich und |agte kurz: „Lassen Sie den Damen ihre Tänzer. Damville soll Polka atnzen, aber „ixi r:l "

So 'fam es, daß sich am andern Tage Fauche und Damville bei der Marquise trafen, wo eine nach jeder Richtung hin ergebnislose Morgen- "^Bon"ber'Marquife aus begab sich Fauche in den Ministerrat.

Schwerfällig nahm die stark ausladende Gestalt Ludwigs XVIII. den Sessel des Vorsitzenden ein. In seinen klugen Augen blitzte der Spott des achtzehnten Jahrhunderts, dessen Geist er nie ganz verleugnen konnte, als er seinem Portefeuille die Nummer des Gelben Zwerges mit dem Ordensarmel entnahm und schweigend ausbreitete.

Denen, die unter schlecht versteckten Namen darin standen, oder deren Vorschläge bei den jüngsten Ordensverleihungen verspottet waren, wurde etwas unheimlich zu Mute, denn die Kritik des sonst so gutmütigen Monarchen konnte manchmal sehr scharf ausfallen.

Fauche, der einem Napoleon ab und zu getrotzt hatte, nahm die Sache auf und nannte den Artikel geeignet, die Regierung in ihrer Ge­samtheit lächerlich zu machen und den Einfluß der französischen Presse zu verringern. Der König erwiderte rascher, als es seine Gewohnheit war, daß die Regierung eben ihre Konsequenzen daraus ziehen möge, er sei von Anfang an gegen diese Ordensverleihungen gewesen, und die Minister hätten sie ihm abgerungen, die Regierungspresse sei aber so langweilig wie nur möglich, und ihr Einfluß deshalb gleich Null.

Dem Minister, dessen Vorschläge zumeist in Betracht kamen, stieg das Blut in den Kops, er verlor das ruhige Gleichmaß seiner hohen Stellung und rief: „Trotzdem, Majestät, der Artikel ist gemein und ohne Witz."

Mit vergnügtem Lächeln neigte der König fein Haupt leicht vor dem Minister: „Ich danke für die Kritik. Den Artikel habe ich geschrieben."

Die neue Astronomie der Fixsterne.

Von Professor Dr. Adolf Marcuse, Berlin.

In letzter Zeit hat die Himmelskunde einen gewaltigen Schritt nach vorwärts tun können, indem sie aus den verhältnismäßig nahen Fernen des Sonnensystems mit feinsten Forschungen in die unendlichen Weiten der Fixsternsysteme vorgedrungen ist. Es handelt sich hierbei um das ziem­lich neue Gebiet der Stellar-Astronomie, dessen dem Laien bisher nur wenig zugängliche Errungenschaften neuerdings einen wahren Triumphzug in der Wissenschaft des Weltalls darstellen.

Man unterscheidet bei der Erforschung von Fixsternen, die nichts weiter sind als Sonnen ferner Weltsysteme, im allgemeinen zwei verschiedene Arten von Untersuchungsmethoden.

Die direkt zu ermittelnden Eigenschaften der Sterne betreffen ihre scheinbare Lage an der Himmelskugel, ihre scheinbare Licht­stärke, ihrt Entfernung von unserem Sonnensystem und das Spektrum der Sterne. Die nur indirekt bestimmbaren Eigen­schaften der Fixsterne, die überhaupt erst in den letzten Jahren für Messungen zugänglich gemacht werden konnten, beziehen sich auf die wirkliche Lage der Sterne im Raume und auf ihre absolute Leuchtkraft und Größe.

Die scheinbare Sage eines Fixsternes an der Himmelskugel stellt eine schon Jahrtausende alte Aufgabe der Himmelskunde dar, die zuerst im Jahre 150 vor unserer Zeitrechnung, von H i p p a r ch u s, dem eigentlichen Begründer der messenden Astronomie, in Angriff genomrpen wurde. In den seither bis heute verflossenen 2100 Jahren entstanden sehr zahlreiche Sternkataloge, in denen die exakten Positionen der Sterne an der Him­melskugel mit Genauigkeiten bis zu */io Bogensekunden (Vmooo Grad) ent­halten sind. In den letzten Jahrzehnten ist diese statistische Kenntnis des Fixsternhimmels durch erfolgreiche Einführung der Photographie für astronomische Messungen in ein ganz neues Stadium getreten. Vor etwa 35 Jahren vereinigten sich nämlich die Sternwarten aller Länder zur Herstellung einer photographischen Himmelskarte und eines daran an­schließenden Sternverzeichnisses. Die den ganzen Himmel umfassenden Sternkarten enthalten etwa 30 Millionen Fixsterne. Die auf genauen Aus­messungen der photographischen Platten beruhenden Kataloge liefern vor­läufig die scheinbaren Orte von etwa 3 Millionen Fixsternen. Wird dieses große internationale Unternehmen nach einigen Jahrzehnten wiederholt, so erfährt unsere Kenntnis vom Sternhimmel ungeahnte Erweiterungen, besonders mit Bezug auf die Eigenbewegungen 'ber Fixsterne. Diese Him­melskörper entsprechen, wie wir jetzt wissen, durchaus nicht ihrem Namen (stellae fixae), da sie sämtlich Eigenbewegungen zeigen, die allerdings bei den gewaltigen Entfernungen der Sterne uns außerordentlich klein vorkommen.

Die scheinbare Lichtstärke der Fixsterne wird nach Helligkeitsstufen ausgedrückt. Diese Einteilung geschieht allgemein so, daß die mit un­bewaffnetem Auge sichtbaren Sterne in sechs Größenklassen zerfallen, wobei ihre Helligkeit mit wachsender Ordnungszahl abnimmt. Es ist also ein Stern dritter Größenklasse schwächer als ein Siern der ersten und belftr als ein Stern der fünften Größenklasse. Diese Abstufungen setzen sich im Fernrohr nach bestimmten photometrischen Gesetzen der Licht­abnahme weiter fort, bis zu den schwächsten, mit den gewaltigen Fern­rohren der Neuzeit gerade noch photographisch wahrnehmbaren Sternen der 20. Größenklasse. Solche Helligkeitseinteilungen sind natürlich nur scheinbarer Natur, und an sich lassen sie auf die Große der Fixsterne, von der alsbald noch die Rede sein wird, zunächst noch nicht schließen, weil die Entfernung dabei mitspricht. So kann ein Stern 6. Größenklasse er- heblicki größer sein als ein solcher 3. Helligkeitsstufe, wenn die Entfernung des effter,..) non der Erde die des letzteren wefenklich übertrifft.

Die Entfernung der Sterne von unserem Sonnensystem (pnnte bisher nach der schon seit etwa 100 Jahren bestehenden Parallaxenmethode «ft für einige hundert Fixsterne mehr oder weniger genau bestimmt werden. Man versteht hierbei unter Parallaxe den Winkel, unter dem vom Stern aus der Halbmesser der Erdbahn gesehen wird. Denken wir uns die jähr­liche Bahn um die Sonne als Kreis, so wird sich dieser Kreis für die uns näheren Fixsterne in einer scheinbaren jährlichen Verschiebung der Lage jener Sterne am Himmel widerspiegeln. Mißt man also den scheinbaren Ort des Sternes zu verschiedenen Jahreszeiten mit den genauesten astro­nomischen Hilfsmitteln, so kann man die Parallaxe und aus derselben die Entfernung des Sterns von unserem Sonnensystem bestimmen. Die größte bisher bekannte Sternparallaxe beträgt nur 3/» Bogensekunden, und die kleinen liegen unter Vio Bogensekunden. Als Einheit für solche Par- allaxenbestimmungen hat man neuerdings den Wert von 1 Bogensekunde gewählt und als „Parsek" ober als Sternenentfernungen entsprechend der Parallaxe von einer Bogensekunde bezeichnet. Diese Parsek-Einheit ent­spricht einer Entfernung von 30 Billionen Kilometer. Früher rechnete man die Sternenentfernungen nach Lichtjahren,- also nach der Strecke, die das Licht mit 300 000 Kilometer Sekundengeschwinbigkeit in einem Jahre zu­rücklegt, das sind 93/a Billionen Kilometer. Der uns nächste Fixstern, Kanopus, am südlichen Himmel z. B. ist vier Lichtjahre = 37 Billionen Kilometer entfernt. In der nächsten Umgebung des Sonnensystems be­finden sich aber Sterne, die bis 154 Billionen Kilometer entfernt sind, während jenseits noch Himmelskörper in mindestens 3000 Billionen Kilo­meter Abstand liegen. „

In neuester Zeit ist es nun gelungen, sehr interessante indirekte Me­thoden für die Parallaxenbestimmung der Fixsterne zu verwenden, mit denen die größten Entfernungen der Gestirne vom Sonnensystem ziemlich genau gefunden werden können. Es geschieht dies ganz besonders nnt Hi'fe der Sternbewegungen in den fogenannteh Sternströmen, nut Hilft ber Eigenbewegungen und unter Zugrundelegung der absoluten Licht­stärke der Fixsterne. . . _ .

Das Spektrum der Fixsterne ist seit Anwendung ber Spektralanalyse auf die Himmelskunde bekannt. Man unterteilet im großen und ganzen drei Haupttypen von Fixsternen-Spektoren, die den weißen, gelben und roten Sternen zugehören. Beim ersten Typus der heihesten Sterne, denen durchschnittlich eine Temperatur von 12 000 Grad Celsius zukommt, herr- ichen die Spektrallinien des Wasserstoffes vor. Beim zwecken Typus der mittelwarmen Sterne mit einer Durchschnittstemperatur von 6000 Grad Celsius kommen in den schwach angebeuteten'Wafserstofflimen noch die Svektrallinien besonders von Eisen und Kalzium hinzu. Beim braten Typus endlich ber kühleren Sterne mit einer Durchschnittstemperatur von 4000 Grab Celsius treten im Spektrum bicht nebeneinander gelagerte Linien in Form von Bändern auf. Im großen und ganzen geht auch die Farbe der Sterne Hand in Hand mit ihrem Spektraltypus m bem oben erwähnten Sinne: I weih, II gelb unb III rot. Aber die neuesten Unter­suchungen lehren, daß noch ein Umstand hinzukommt der früher: n«tt: te. achtet wurde, nämlich die absolute Helligkeit des Sterns, durch deren Verschiedenheit auch bestimmte Veränderungen in der Llmenanordnung des Spektrums hervorgerufen werden. So konnte man neuerdings, inner­halb ein und desselben Spektraltypus, auf die absolute Helligkeit d« Leuchtkraft ber betreffenden Sterne schließen.

Die wirkliche Lage der Sterne im Weltenraume und ihre Verteilung hat zuerst Wilhelm Herschel schon im 18. Jahrhundert untersucht als . er mittels seines großen felbftgebauten Spiegelteleskops die dann sicht­baren Sterne in den verschiedenen Himmelsgegenden zahlte. Legt man bei dieser sogenannten „Eichung des Himmels, die bis >n bte^ Neuzeit fortgesetzt wurde, eine sehr große Zahl von Distanzen rugrunde, so kommt man auf diesem statistischen Wege und unter Anwendung.bestimmter Theorien zu einer Uebersicht über die Verteilung der Sterne >m Welten­raume. Diese Forschungen ergeben, daß im allgemeinen sich die Sterne symmetrisch zur Mittelebene die Milchstraße ordnen,«i so jenes neigen Weltennebels, in dessen Ebene unser Sonnensystem selbst sich befindet. Ferner zeigte sich, daß man für den uns umgebenden Teil des Stern­systems sowohl Form wie Ausdehnung annähernd ermitteln kann. Es eraab sich ein elliptisch gestreckter Raum, de en große Achse etwa 16 000 Lichtjahre und dessen kleine Achse ungefähr 8000 Lichtjahre (ein Licht­jahr = 91 Billionen Kilometer) betragt.

Alle bisherigen kosmogonischen Vorstellungen gingen davon aus,.daß ein Abkühlungsprozeh zugrunde gelegt wurde und bah im Anschluß an die oben erwähnten Spektraltypen 'das Anfangsstadium 'der Sterne m Öen weißen unb bas Schlußstadium in den roten Typus gelegt wurde. Was liegt aber jenseits und diesseits dieser Grenzen? .Darüber gaben erst die neueften Unters'uchungen in der Stellar-Astronorme Äuffchluh. Man weih iekt daß es in allen Spektraltypen, besonders aber im roten Typus, zwer arten oon Sternen gibt, nämlich Riesen- und 3 m e r g t e r n e, bte sich vor allem durch die Dichte und das Volumen unterscheiden. Die ersteren haben bei ungeheurer Ausdehnung nur eine geringe Dichte und bie letzteren geringe Große, aber sehr große Dichte. Man nimmt an, baß bie Entwicklung eines Sterns mit dem Nebelstadium beginnt, wo bei geringer Dichte riesig große Dimensionen obwalten. Dann steigt die Temperatur hauptsächlich infolge von Zusammenziehungen der Ober­fläche; der Stern wirb heißer und weißer. Hat der Stern eme bestimmte . Dichte erreicht, so kehrt sich die Entwicklung um, ber Stern wirb kühler und röter. __

FamMensorschung und Rassenhygiene.

Von Professor Dr. Franz Schütz, Berlin.

Bei recht vielen Menschen finden wir heute ein ausgesprochenes Interesse für die Familienkunde; die Ahnen und welkeren Vorfahren werden nach Namen unb Stand bestimmt, ihre Geschicke sucht man zu ermitteln, unb Stammbäume und Ahnentafeln werden ausgestellt, die um so stolzer vorgezeigt werben, je länger sie sind. So äußert sich heute wieber eine Tendenz, bie uralt ist und bem Menschengeschlechte mne- wohnie, soweit wir bas seststellen können, seitdem der Sinn für bas Dasein auf dieser Welt, der Sinn für Leben und Arbeit, ber Sinn für