137 4 2 3 3 I 38

Le prisrne objectif eniploy6 pour l’e’tude du spectre solaire. L’equatorial double, tel qu’il est employe pour la photo-

graphic stellaire peut Ctre transform6 facilement en un puis- sant spectroscope destine B 1’Ctude des phenomenes solaires. I1 suffit de placer sur un des objectifs un grand prisme, argent6 sur la face exterieure. Le tirage des oculaires et le porte plaque seront remplaces par un appareil accessoire de spectroscope.

Le schema ci-dessous fera facilement comprendre I’idee.

S o l

m+q ’\ i Sol. ~. : . .

6 ’ sr‘c’” Soient I la lunette visuelle, I1 la lunette photographique

d‘un equatorial ; P un prisme objectif A aussi grande ouver- ture que possible et argent6 en x. Par deux miroirs plans

en verre argent6 on peut projeter l’image du soleil sur la fente du spectroscope fl . La lumikre traversera l’objectif de la lunette 11, ainsi que le prisme P e t sera reflechie par la surface argentee x. En donnant au prisme une IegCre inclinaison, on obtiendra un spectre, en dessous de la fente fl. Ce spectre pourra Ctre observe par un oculaire Q. A la place de I’oculaire Q on pourra mettre une plaque de photographie. Par une vis de rappel, fixee au cadre du prisme il sera facile de placer la partie du spectre B etudier au centre du champ et d’obtenir ainsi la meilleure definition.

Ce mCme appareil perniettra de photographier le soleil dans la lumikre monochromatique, en isolant une ligoe du spectre par une seconde fente fa, placee devant la plaque. I1 faut naturellement que la premiere fente fl soit mobile devant I’image du soleil, produite par l’equatorial I, et la seconde devant le spectre, produit par I’dquatorial IT.

I I

$ 0

/. 0

fz -,‘ Ce spectre S’ &ant dans le plan focal de l’objectif 11,

de mCme que l’image S du soleil, il s’en suit que I’image monochromatique S’ est egale en grandeur B I’image blanche S; mais le bord a de I’une correspond au bord a‘ de l’autre, et b ?i b’.

II en resulte donc simplement que, pour photographier le soleil dans uoe ligne, il faut mouvoir la fente fi de droite A gauche, et la fente fa qui isole la ligne spectrale devant la plaque, de gauche B droite. Ces deux fentes pourront &re en connexion p. ex. par un fil X U , et une seule vis Y suffira pour produire le mouvement desire.

J’ai eu I’occasion de faire un essai preliminaire avec un prisme en Flint dense Parra-Mautois, d’un angle de zoo et de 178 mm de diamktre, destine a l’observatoire de Poulkowo. Ce prisme, combine avec un objectif de 4 2 8 m de foyer produit un spectre solaire trks pur de 2 2 0 rim de 1 ongu eur.

G e n h e , le 3 0 decembre 1907. P. Schaev, astronome adjoint B I’observatoire de Genkve.

Bemerkungen und Berichtigungen zur Bonner Sudlichen Durchmusterung. Eine Anfrage von - H e m Dr. Ristenpart hat mir Ver-

anlassung gegeben, die Differenzen gegen die BD, Zone -zoo, die in dern Katalog von Millosevich 1895, Collegio Romano Serie III Vol. 11, angemerkt sind, einer Durchsicht zu unterziehen.

In ihrer Mehrzahl haben die angemerkten Differenzen, die nicht selten auoerdem - weil die Prazession wohl nur

roh berechnet war - etwas zu grofl angegeben sind, durch- aus nichts auffalliges. Denn man mu13 bedenken, daIA die Orter der siidlichen Durchmusterung, trotz ihrer relativen Gute, gelegentlich und namentlich bei Sternen unter neunter GroBe wohl bis zs und I ’ nur wegen der gewohnlichen zu- falligen Fehler abweichen konnen. Bei den Sternen - 2 0 ° 5 7 99, 5826 und 6218 ist im besonderen zu bemerken, da13 diese

I39 4233 I 40

I 907 1 M. Z. Mund.

Sept. 18 1 0 ~ 4 1 ~ 1 6 " 26 8 39 6

nach Ausweis der Originale nur je auf einer einzigen und hastigen Beobachtung beruhen, wodurch die hier etwas groheren Abweichungen ihre Erklarung finden; diese Sterne sind, obwohl sie nur einmal beobachtet waren, in die BD aufgenommen worden, weil sie durch Hinds Karten bestatigt wurden.

Nur in den folgenden wenigen Fallen hat sich bei Prtifung der Originale eine tatsachliche Berichtigung der BD ergeben : - 2 0 ~ 4 7 5 statt 210 lies 619 (Fehler von 1').

-20~1041 9915 5h 7"5857 --zoo 10!6 ist zu streichen, weil nur auf einer einzigen Beobachtung beruhend ; es

- a app. I d app. Red.ad1.app. I *

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-1~36566 1 - I 36.82 ~

+2580 + 9:'5 1 I

+2.97 ~ 1 0 . 7 I 2

Bonn, 9. Januar 1908.

0.63002 66580 69611 7 2 1 0 8 7407' 7 5 53 5 76530 77093

0.77263

war irrtiimlich die Beobachtung eines anderen Sterns hinzugeschrieben, dessen Or1 richtig lautet 5h 8"' 59s - z o o 1016, und der auch nur einmal beobachtet ist.

lies 2 6.4 2 8 . 0 , Mittel aus zwei Be- obachtungen ; eine dritte in BD hinzugenommene Beobachtung scheint unter Korrektion von - I P zu -20~1696 zu gehoren.

-20~3950 statt 4855 lies 45'3. - 20~5349 statt I 153 lies 9". --2o05671 statt 26:4 lies 2752.

-zo0r697 statt 6h 57'"2356 -20'2813

14.0 14 .2

14.4 14.6 14.8 14.9 r5.0

15 .1 15 .2

P. Kiisiner.

Febr. 13 1 ~ 5 1 " ' 8" +40"23!1

M21-214 I 5 7 2 1 39 29.3 29 2 3 24 39 42.0

April13 1 0 18 40 14.3 2 8 1 7 26 41 2.6

Mai 13 24 18 42 3.8 28 30 2 1 43 15.8

Juni 12 2 35 3 +44 36.8

2 8 5 2 5 5 39 41.0 0.62133

64698

67111 68265 69384 70472

0.11529

63435

65923

Nach einer freundlichen brieflichen Mitteilung von Herrn Geheimrat Wolf ist ihm in der Nacht vom 22. aul den 23. Januar 1908 abermals eine Aufnahme des Kometen I 907 a ohne Schwierigkeit gelungen. Dies veranlaote mich, denselben nochmals vorzunehmen und eine Fortsetzung dei Ephemeride in den Astr. Nachr. Nr. 4220 zu berechnen, die ich nach und nach immer weiter ausdehnte, als ich bemerkte, da8 die Helligkeit von Ende Januar an nur sehr langsam abnimrnt und von Mitte Juni an sogar mehrere Monate hin- durch nahezu stationar bleibt, wie aus der nachstehenden Epherneride hervorgeht, die ftir Berliner Mitternacht gilt.

log A ' 1 Gr.

1908

Juni 1 2

2 1 Juli 1 2

2 7 Aug. 11

26 Sept. 10

25 Okt. 1 0

a 1908.0

zh35" 3" 37 47 37 52 34 3' 26 59

2 '4 42 1 57 40

36 54 1 I 4 3 '

6 1908.0

+44" 36% 46 4.5 47 36.7 49 9.5 50 36.9 51 50.3 52 38.0 52 48.4

+ 5 2 13.6

log r

0 .7 1 5 2 9 72556 73555 74528 75475 76398 77297 78174

0.19029

log A

0.7 7 263 7 7090 16627 75952 75161 74374 73131 73387

0.1 3 4 76

- Gr.

I 5 .2

I 5.2

15.2

15.2 15.2 15.3 '5.3 15.3 15.4

~

Am 24. Dezeinber 1907 sah Wolf den Kometen im Okular des Reflektors recht deutlich und schatzte seine photographische Helligkeit (bei log r = 0.57390 und l o g d = 0.48167) zu 13410. Danach ist, unter der gewohnlichen Annahme, da8 die Helligkeit rad2 umgekehrt proportional sei, die in der letzten Kolumne stehende Gro8e.des Kometen berechnet. Ftir Jan. 2 2 ergibt sich dafur 13916.

Ich zweifle daher nicht, dafl der Komet in unseren starksten Refraktoren bis zum Spatherbst sichtbar bleiben wird, und in Heidelberg bis gegen das Jahresende wird auf- genommen werden konnen.

Prof. Dr. 3. We$.