um
Zweifel daran zu lassen, daß es sich nicht um bloße reflektorische, sondern um wohlgeordnete, durch zentrale
Impulse beherrschte
Befreiungsversuche handelte, die allemal in der folgerichtigsten
Weise zur
Befreiung führten, sofern die
Arme sich z. B. gegenseitig
unterstützten und die freien dem belästigten
Arm zu
Hilfe kamen. Das
Beispiel einer durch fünf in den
Armwinkeln dicht an der Mittelscheibe eingetriebene großknöpfige
Nadeln
[* 2] auf einer Holzplatte gefesselten
Asterias mag das
Gesagte klarer machen.
Der so gefesselte
Seestern vollführte nicht ungestüme
Bewegungen mit allen
Armen, sondern zwängte den Mittelteil zwischen
zwei
Nadeln ein wenig hinaus, gewann dadurch
Freiheit für den dazwischen befindlichenArm und zog nun erst
den einen und dann den andern daneben befindlichen
Arm heraus, so daß nun drei
Arme frei waren und das
Tier darauf mit Leichtigkeit
durch die von Anfang an gewählte Öffnung und
Richtung hinausschlüpfen konnte. Der Beobachter selbst hätte dem
Tier keinen
bessern
Rat geben können. Es findet also ein deutlicher Konsensus der fünf (oder mehr) Zentralstellen
statt, und
Preyer macht den
Vergleich von fünf in einen
Ring zusammengekoppelten
Hunden, die sich bald gewöhnen würden, einheitliche
Bewegungen nach bestimmten Freßzielen etc. zu machen, und nach gleichmäßiger
Ermüdung auch gleichzeitig einschlafen würden.
Eigentümlich erscheint die Wirkungslosigkeit gewisser bei den
Wirbeltieren schnell lähmender
Nervengifte,
wie das
Curare, während
Nikotin umgekehrt ungemein stark wirkte.
* (griech.), von
Sieveking angegebenes
Instrument, welches statt eines
Zirkels mit
Skala zur
Prüfung des
Orts- und
Raumsinnes der
Haut
[* 4] angewandt wird. Es besteht aus einem messingenen
Stab
[* 5] mit Maßteilung, welcher
an einem Ende eine kurze, rechtwinkelig abstehende Elfenbeinspitze und außerdem eine zweite ähnliche, aber auf dem
Stab
verschiebbare und durch eine
Schraube, feststellbare
Spitze besitzt.
Alan ermittelt mit dem den Minimalabstand, in welchem zwei
Reize noch deutlich als solche empfunden werden.
[* 11] Dreierlei
Instrumente hauptsächlich sind in den letzten Jahrzehnten zur Ermittelung genauer numerischer
Werte für die Helligkeiten der
Sterne benutzt worden: das Zöllnersche Polarisations-Astrophotometer,
Pickerings Meridianphotometer und Pritchards Keilphotometer. Bei dem erstgenannten wird der
Stern mit dein
Licht
[* 12] einer Petroleumflamme
verglichen, welches
durch ein Seitenrohr in das auf den
Stern gerichtete
Fernrohr
[* 13] fällt, durch einen unter 45° gegen dessen
Achse geneigten
Spiegel
[* 14] nach dem
Okular gelenkt und durch polarisierende
Medien (im Seitenrohr befindliche
Nicolsche Prismen) in bekanntem
Verhältnis so weit abgeschwächt wird, daß es genau die Helligkeit des
Sterns erreicht. Mit
diesem
Instrument hat
Zöllner selbst mehr als 200
Sterne gemessen, desgleichen hat Peirce zu
Cambridge in
Massachusetts mit einem
solchen drei Jahre lang alle
Sterne vonArgelanders »Uranometrie« zwischen 40° und 50° nördl.
Deklination gemessen, und endlich sind seit 1870 zahlreiche derartige Messungen von
Wolff ausgeführt worden.
deren Aufgabe in der Bestimmung der Helligkeit der
Sterne in
Argelanders »Uranometrie« bis herab zur sechsten
Größe besteht.
Die Untersuchung der Helligkeitsverhältnisse der schwächern
Sterne hat
Wolff noch nicht veröffentlicht.
Auch bei dem
Meridian-Photometer von Pickering wird die
Polarisation des Lichts
[* 15] zur Abschwächung der
Intensität verwendet;
hier wird aber ein jeder
Stern, wenn er im
Meridian oder doch in dessen
Nähe steht, mit dem
Polarstern verglichen. DasInstrument
besteht aus einem fest und unbeweglich horizontal in der
Richtung von O. nach W. aufgestellten
Fernrohr von 1 m
Länge. Auf
der Ostseite befindet sich das
Okular, auf der Westseite aber sind zwei
Objektive von 4
cm Öffnung und 80
cmBrennweite so nebeneinander
angebracht, daß die auf sie fallenden Lichtstrahlen sich im
Okular vereinigen. Vor jedem dieser
Objektive
befindet sich ein bewegliches
Reflexionsprisma; mit
Hilfe des auf der Nordseite befindlichen bringt der Beobachter das
Bild
des
Polarsterns an eine beliebige
Stelle des
Okulars, durch das südliche aber, dessen
Bewegung ein
Gehilfe besorgt, kann jeder
Stern in der
Nähe seiner
Kulmination im
Okular sichtbar gemacht werden. Im
Fernrohr selbst aber befindet
sich ein achromatisiertes
Prisma
[* 16] von isländischem
Doppelspat, das von jedem
Stern zwei
Bilder gibt, und durch richtige
Stellung
der Reflexionsprismen kann man das zum ordinären
Strahl des
Polarsterns gehörige
Bild und das zum extraordinären des andern
Sterns gehörige nebeneinander bringen, welche beide rechtwinkelig gegeneinander polarisiert sind.
Zwischen
Okular und
Auge
[* 17] ist aber noch ein
Nicolsches Prisma
[* 18] angebracht, durch dessen Drehung man beide
Bilder auf gleiche Helligkeit
bringen kann. Mit diesem
Instrument hat Pickering in den
Jahren 1879 - 82 zu
Cambridge in
Massachusetts die Helligkeit von 4260 mit
bloßem
Auge sichtbaren
Sternen gemessen; vgl. »Annals of the Astronomical
Observatory of
HarvardCollege« (Bd. 14).
Zwischen der Größenklasse
m und der Helligkeit h eines
Sterns nimmt er die
Gleichung an log h = log h0 + 0,4( m0-m) ^[richtig
: log h = log h0 + 0,4(m0-m)], wo h0 ^[richtig : h0] die Helligkeit und m0=2 ^[m0=2] die
Größenklasse des
Polarsterns bedeuten. Das Keilphotometer von Pritchard, dessen
Idee übrigens schon 1843 von
PiazziSmyth
und E
Kayser entwickelt worden ist, besteht aus einem keilförmigen
Stück von neutral gefärbtem, d. h. alle
Farben gleichmäßig
absorbierendem
Glas,
[* 19] welches in den Weg der Lichtstrahlen so weit eingeschoben wird, bis der
Stern erlischt.
Da die Lichtabsorption proportional der
Dicke der im
Keil durchlaufenen
Schicht ist, so ergibt sich die
Lichtstärke des
Sterns,
wenn man die Anzahl Skalenteile, um welche der
Keil bis zum Verschwinden des
Sterns verschoben werden mußte, mit einer gewissen
konstanten Zahl multipliziert.¶
mehr
Pritchard hat in der »Uranometria nova Oxoniensis« (Oxf.
1885) die in Oxford
[* 21] mit einem solchen Instrument an 2786 zwischen dem Nordpol und 10° südl. Deklination liegenden, mit bloßem
Auge sichtbaren Sternen ausgeführten Messungen beschrieben. Das Keilphotometer läßt sich leicht an jedem Instrument anbringen
und bequem handhaben; doch stehen seiner Anwendung auch mancherlei Bedenken entgegen, besonders die Rücksicht
auf den Einfluß des Himmelsgrundes und die veränderliche Empfindlichkeit des Auges für verschwindende Lichteindrücke.
Vgl.
Langley, Young und Pickering, Pritchard's wedge photometer (1886).
In neuester Zeit hat man auch die Photographie im Dienste
[* 22] der Astrophotometrie verwendet. Bei der photographischen Aufnahme von Sternen erscheinen
dieselben nämlich als kleine, ziemlich scharf begrenzte Scheibchen, sofern man ein für die chemischen Strahlen achromatisiertes
Objektiv oder einen Spiegel für die Aufnahme verwendet. Je heller ein Stern, desto größer ist der Durchmesser des von ihm erzeugten
Scheibchens, und Scheiner in Potsdam
[* 23] hat gefunden (»Astronomische Nachrichten«, Nr. 2884), daß bei gleicher
Dauer der Belichtung die Durchmesser der Sternscheibchen proportional den Sterngrößen anzunehmen sind. Dies gilt allerdings
nur fürSterne von gleicher Farbe oder genauer für solche mit Spektren gleicher Art. Sehr umfangreiche Untersuchungen in dieser
Richtung sind seit Herbst 1885 zu Cambridge in den Vereinigten Staaten
[* 24] ausgeführt worden; vgl. »Annals
of Astronomical Observatory of HarvardCollege« (Bd. 18).