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vocher untersttthte, mit Erde gefüllte Tonvase von etwa 15 Zentimeter Höhe und ließ daraus ohne Bedeckung, die Hände stach über dem Gefäß ausgebreitet, innerhalb zehn Mßruten ein« Pfalnze auswachsen, bis dies« etwa 20 Zentimeter hoch war. Diese Pflanze ließ Schröder im diesem Augenblick von seinem Mudschi photographieren. Danach verschwand sie ebenso langsam wieder in der Erde. Das Auifwachsen des Pflänzchens machte nicht den Eindruck, als ob sich ein Sproß mit entwickeltem Laube langsam aus der Erde erhöbe und ebenso wieder zurückglitte. An einen Trick glaubt Schröder nicht, aber auch die 5)alluzinationshypochese glaubt er aiblchnen zu müssen, denn die Photographie soll nachher das entwickelte Pflänzchen wiedergegeben haben. Nun beweist natürlich der Schröderfche Bericht nichts gegen die Möglichkeit eines Tricks, denn wenn er den Trick nicht durchschaute, so kann auch sein Bericht keine Anhaltspunikte für einen solchen bieten. Lassen wir aber Schröders Auffassung gelten, so könnte es sich hier um ein« negative Halluzination gehandelt haben. Das heißt, der Inder benutzte eine Pflanze, die er aus der lockeren Erde in der Vase langsam hervorzog (was ganz dem von Schröder beschriebenen Eindruck entspricht) und ebenso langsam wieder verschwinden ließ, und gab dem Zuschauer die Wachssuggestion ein, daß er diese Manipulationen nicht sah. Die Photographie zeigte dann natürlich die echte Pflanze.

In Europa haben aber bisher noch feine angeblichen „Fakire" Phäno­mene gezeigt, die sich nicht auf natürlichem Wege erklären liehen, ivhara Bey macht davon keine Ausnahme.

Entfernungsmessung im Weltall.

Von Privatdozenten Dr. A. Kühl, München.

Dis vor kurzem bestimmte der Astronom die Entfernungen der Himmelskörper, insbesondere der Fixsterne, ausschließlich auf trigono­metrischem Wege. Dazu wird mit Zeimbständen von einem halben Jahr, um dadurch den ganzen Durchmesser der Erdbahn als Messungsbasis zu haben, die Neigung der Difierlinie des Beobachters zu dein zu messenden Fixstern festgestellt. Aus ihrer Aenderung in der Zwischenzeit und der Basislänge errechnet man Dann nach der einfachsten Art des „Dorwärtseinschneidens" der Geometer die Entfernung des Sterns. Da die Beigungsandcrong infolge der fast unvorstelbar großen Ferne selbst der nächsten Sterne außerordentlich gering ist, und deshalb schon durch sehr kleine Meßfehler prozentual stark gefälscht wird, so pflegt man bei der wirklichen Ausführung der skizzierten Messung nicht die absolute Neigung der Bisierlinien zu bestimmen, sondern ihre relative Lage gegen die Bisierlinien zu anderen an der Himmelskugel mög­lichst nahe benachbarten, schwachen Sternen, von denen man auf Grund ihrer Lichtschwäche so große Entfernung voraussehen zu. dürfen glaubt, daß ihre Disierlinie trotz der Bewegung der Erde um die Sonne feststeht. Die Hälfte der auf solche Weise erhaltenen Beigungsdifferenz der Disierlinien zu einem Fixstern nennt man seine relative Parallaxe — sie ist mit anderen Worten die scheinbare Größe des Erdbahnhalbmessers Von jenem Stern aus gelehen, also um so kleiner, je größer dessen Entfernung ist. Bekannt- lich fand man für die Parallaxe des uns nächsten Fixsterns ( Centauri) den Wert 0,75 Bogensekundent d. h. (da eine Bogen- fekunde gleich dem Winkel ist, unter dem eine Strecke von Vi Zenti­meter aus 1 Kilometer Entfernung erscheint), der Erdbahnhalbmesser wrrd von tiefem Stern aus nicht größer gesehen als die Strecke 0,75 X y» Zentimeter --- 0,38 Zentimeter aus 1 Kilometer Ferne, oder auch' der Stern ist um so viel. Erdbahnhalbmesser entfernt als 0,38 ,Zentimeter in 1 Kilometer enthalten sind, nämlich, rund 265 000 Erd- bahnhalbmefser, das sind 265 000 x 149 500 000 Kilometer --- rund 40 Billionen Kilometer. Alm nicht so riesige Zahlen nennen zu müssen, pflegt man statt dieser Strecken gern die Zeit anzug-eben, die ein Lichtblitz mit 300 000 Kilometer Sekundengeschwindigkeit gebraucht, um die Strecke zu durchfliegen. Man überzeugt sich leicht, daß dann 41/3 Licht fahre der Ferne des genannten Stemis entsprechen. Bis vor etwa 10 Jahren stieß man bei einer Sternparallaxe von 0,05 Dogensekunden, die nach deut vorigen ungefähr 60 Lichtjahre be­deutet, auf die Grenze der Meßmöglichkeit, d. h. trotz aller Sorg­falt vermochte man noch kleinere ÄeigungsänderungLn der Disier­linien nicht mehr zu verbürgen. Für die Erforschung des Universums bedeutete das den Zwang zu weitgehender Designation in dieser Hinsicht, denn von den vielen Millionen in unseren Fernrohren sichtbaren Sternen liegen höchstens 600 bis 800 innerhalb dieser Entfernung. Während des Krieges gelang es er stau nlicherweis e den Amerikanern durch Verwendung von Fernrohren zwischen 10 und 24 Meter Länge einerseits den Zeichnungsmaßstab auf den Photo- graphischen Platten so weit zu vergrößern, andererseits durch Der- feinerung der Belichtungsmaßnahmen, des Eniwicklungsverfahrens und der Austnehapparate die Grenze der noch gerade meßbaren Siernparallaxe auf 0,01 Dogensekunden herabzudrücken, d. h. bis zu einer Entfernung von etwa 300 Lichtjahren vorzudringen. Darüber hinaus aber scheint in absehbarer Zeit die trigonometrische Messung in keiner Form einer Steigerung fähig, denn nach dem Airteil der! Fachleute ist die Präzision der Optik und Mechanik an den benutzten Instrumenten überhaupt nicht mehr zu überbieten, ein Airteil, das auch dem Laien plausibel wird, weint er sich erinnert, daß. 0,01 Dogenfekunde dem Anblick eines halben Hundertstel Milli­meters aus 1 Kilometer Ferne entspricht. Gewiß sind 300 Lichtjahre schon eine enorme Strecke von der Erde aus in den Weltraum hinein, «her aus den stellarstatistischen Alnterfuchungen Seeligers weih man, daß die Grenze unseres Sternsystems mindestens 16 000 Licht- fichre von der Sonne entfernt ist; man muß also zum Ausbau der statistischen Mittelresultate streben, die bisher meßbare Entfernung noch um das 50- bis lOOsache zu übertreffen. Wo aber konnte der Weg hierfür beginnen, wenn die trigonometrisch? Messung versagte?

Die Drescha schlug vor zehn Jahren ein deutscher Astronom K oh ls chü t t er während seiner Arbeitszeit an der Mt. Wiltson-

Sternwarte (Kalifornien) in Zusammenarbeit mit dem AmerikastÄ! Adams. Er beschäftigte sich mit der-Einordnung zahlreicher Spektral- aufnahmen von Fixsternen in ein nach Temperaturen der Sterns fortschreitendes Klassensystem und benutzte dabei als feineres Merk­mal zur Alnterscheidung sehr ähnlicher Spektren die verhältnismäßige Deutlichkeit von Abs-orptionslmie des Wasserstoffs im Verhältnis zu bestimmten Linien des Eisens. Dabei fiel ihm auf, daß bei einest Reihe von Sternen, deren Parallaxe und somit auch absolute Licht­stärke bereits trigonometrisch bekannt war, die Ordnung nach dieser relativen Deutlichkeit der Absorptionslinien übereinstimmte mit der Ordnung nach absoluten Lichtstärken, anders ausgedrückt: baß man! aus der relativen Linien-Deutlichkeit direkt die absolute Lichtstärke ablesen könne*). Wenn aber die absolute Stärke eines Lichtes oder hier eines Sterns bekannt ist, so ist es ja ein Kinderspiel, aus der scheinbaren Helligkeit, die das Licht oder der Stern aus der Ferne gesehen darbietet, seine Entfernung zu berechnen. Damit ist Kohl- Lchütters Methode der spektroskopischen Parallaxenmessung im Prin­zip erfaßt: atls einer Reihe von Sternen mit bereits trigonometrisch bekannter Parallaxe und absoluter Helligkeit wird eine Zuordnung von relativer Liniendeutlichkeit und absoluter Helligkeit gebildet, in die man einfach die relative Liniendeutlichkeit zu messender Sterne einordnet, um ihre absolute Helligkeit abzulesen und aus dieser und ihrer scheinbaren Helligkeit am Himmel ihre Entfernung zu errechnen, Rähere Prüfung hat ergeben, daß die Methode einer Genauigkeit von 20 Prozent in der Entfernungsbestimmung fähig ist. Das ist ein sehr bemerkenswerter Vorteil vor der trigonometrischen Methode, deren Fehler bei sehr kleinen Parallaxen weit über dieses Maß anwächst. Der wesentlichste Vorteil der neuen Methode ist indessen! der, daß sie mit einem ganz erheblich geringerem Austvand an Zeit und Mühe ihre Ergebnisse liefert. Während auf trigonometrischem Wege in fast 100 Zähren nur wenige hundert Sternparallaxen be­stimmt werden konnten, sind in den kurzen Jahren seit der Entdeckung der neuen Methode (1913.14) schon über 3000 Sterne untersucht worden. Sie ist also — selbstverständlich auf der trigonvmetrischeni Methode fußend — und ihrer Kontrolle bedürfend — Heute das einzige Mittel, das den Astronomen ermöglicht, die Riesenarbeit der Vermessung des uns bisher zugänglichen Teils des Weltalls vollständig durchzuführen — eine Arbeit, die, wie schon früher ausgeführt, für weitere Schlüsse über die Konftitufion des Alni* versums von fundamentaler Bedeutung ist. Die Grenze der Kohl- schütterschen Methode ist gegeben durch die Lichtschwäche der Sterne, die gerade noch ausreicht, um ein deutliches Spektrum auf dest photographischen Platte zu entwerfen. Das sind zur Zeit die Sterne neunter Größe, die im Mittel eine Parallaxe von 0,01 Dogensekunden; haben. Zunächst also wird die trigonometrisch erreichte Grenze viel­leicht nur verdoppelt und doch besteht zu Recht, wenn wir sagten. Kohlschütter habe eine Bresche in diese Mauer gelegt, denn seine Methode zeigt zum erslenntal überhaupt die Möglichkeit, aus den Eigenschaften des zu uns gelangenden Sternenlichts auf die absolute Lichtstärke (und die Entfernung) eines Sternes zu schließen, tmd bietet damit den sicheren Ausblick, daß. man in absehbarer Zeit etwa an den feineren Eigenschaften auch des kontinuierlichen Stern- fpektrunts oder gar des Farbenindex (d. i. Alnterschied der photo­graphischen und visuellen Helligkeit) wird lernen, auf die absolute

. Lichtstärke zu schließen.

Die Akienkmmmsr.

Erzählung aus den Revolutionskriegen von H. Müller-Schlösser.

_ (Fortsetzung.)

„Ich will Ihm damit, Sekretarius," erwiderte Finnickel laut, „ins Gesicht sagen, daß die Krankheit des Bürgermeisters ..." — „Was?" — — „Betrug ist!" Der Sekretär war keines Wortes fähig.

„Betrug unb Schwindelei! Hier wird ein Spielchen gemacht, in dessen Karten man uns nicht gucken läßt. Und doch, versichere ich Ihm, Sekretarius, ich hab' hineingeguckt!" — „Herr Stadtrat, — ich — ich —"

„Ich weiß, mein Lieber," sagte Finnickel nülüe, „Er ist ein bißchen aus der Kontonance gebracht. Je nun, das ist begreiflich. Und wie ich Ihn kenne, wird Er sich nicht lächerlich machen wollen durch Heraus­reden oder Leugnen. Genug, ich hab' Ihn durchschaut. Bloß jag' Er mir noch, wo hinaus will Er damit?" Der Sekretär atmete tief auf und antwortete entschlossen: „Nun gut, Herr Stadtrat, nennen Sie es Betrug und ein unehrlich Spiel! Aber es geht um die Stadt. Und dieser Gewinn ist wohl den Einsatz wert! Das Spiel ist gewonnen, wenn nicht — der Teufel seine Hand dabei hat."

„Das wolle Gott verhüten! Um soviel und so verwegenen Mut tät’s mir leid." Finnickel tat, als ob er nachdächte, dann sagte er väterlich: „Aber was meint Er, mein Lieber, wär's nicht gut für Sein Unter« nehmen, jemanden zur Seite zu haben, der Ihm beisteht?" — „Ich habe wackre Helfer, Herr Finnickel!" — „Auch — einen Mann wie mich?"

Der Sekretär schaute ihn überrascht an. „Sie wollen . . . ?" — „Ihm helfen, ja, das will ich! Ihm das zu sagen, bin ich ja gekom­men." — „Verzeihung, Herr Stadtrar, das fällt mir schwer zu glauben." „Ich nehm' es Ihm nicht übel. Doch will Er meine Hilfe, so sag' Er's jetzt. Er muß sich rasch entschließen. Die Zeit ist nicht mehr lang. Er wird doch meine Hilfe nicht gering achten?" — „Bei Gott, Herr Stadtrat, das tu’ ich nicht! Mit Ihrer Hilfe wär' die Not vorbei." — „Das könnte wohl {ein."

Der Sekretär ergriff feine Hand. „Ich könnte Sie," rief er herz­lich, „ich könnte Sie mein Leben lang ehren wie den besten Freund.

*) Schon 1905 hatte Hertzfprung eine ähnliche Vermutung ausgesprochen, leider dann feine Beobachtungen liegen kaffen, da sie wenig beachtet mürben.