369 386 I 3 7 0

Stern

-__ ______

a Androm. y Orionis /3 Orionis

a Can. maj.

a Cygni

u Persei

Y CYPi u Can. min.

fi Gemin.

a 'rauri

a Bootis

a Orionis

fi Pegasi

a Herculis

r/y A ,

B

85 :

28 I 6 0 8

26

'3

. ~

22

I 2

16

I 0

1

8

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6

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2 0

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I35 1 2 0

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M agn e: 1.

El ___ _ _ ~ - 7

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12

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I 1

9

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7

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9

9

52 1 __ __ -

I

3

5 8

8

8

7 7

6

8

6

7 7

olinien A

B __ -~

1 5

9 I 4

1 2

2 2

1 0

I 0

I 0

2

-

-

-

6 -

Eisenlinie

Es ist fraglich, ob die gemessenen Linien dern Magnesiumspektrum angehoren.

In dieser Zusainmenstellung bedeutet B die Breite und I die Intensitat der betreffenden Spektrallinie. Die Zahlen unter B sind hundertstel der Umdrehungen der Schraube des benutzten Meflapparats. Die Steigung der Schraube ist ein viertel Millimeter; beispielsweise wiirde die Breite 28 gleich sein of28 oder 0 .07 mm. Die Intensitaten sind zu- nachst nur in jedem Spektrum relativ zu einander abge- schatzt, doch habe ich mich bemiiht, diese Schatzungen so auszufiihren, dafl auch eine Vergleichung der verschiedenen Spektra untereinander, wenigstens annaherungsweise, gestattet ist. Die Zahlen sind Mittel aus vielen Messungen und Schatzungen an verschiedenen Spektrogrammen.

Starkere Spekhallinien

I ~~ _ _ - I 8 9 6

8

I2

' 3 I 1

I 2

I 2

'5

' 5

7 3

I 0

I 2

I 0

Schmalste Spektrallinien

B __ __ -

7 I2

3 6

6

3 6

2

5

2

5

4

5

I ~~ __ - I

3 2

3

3

I

2

I

3

1

2

2

3

In der Spalte ,Starker* Spektralliniena sind haufig die unteren und oberen Grenzen der Breitenmessungen an mehre- ren starkeren Linien, sowie aucb der Intensitatsschatzungen an- gegeben. Die zweite Zahl bei der Breite und Intensitat der Linie Hy im Spektrum von a Canis majoris bezieht sich auf den stark hervortretenden centralen Teil dieser h i e . Von a Herculis lagen mir nur drei Aufhahmen vor, auf denen es mir nicht gelang, das Vorhandensein der Hy-Linie mit Sicherheit zu konstatieren. Die Doppellinie des Chrom- spektrums R 4339.750 (Mitte) sowie die Linie 24341.530 sind zu sehen.

I

Potsdam, Ashophysikalisches Observatoriurn, 1903 Marz z 5 . H. C. Vogel

Bemerkungen zii der Bestitrimung von Fixsternparallaxen. Von Dr. L. de Ball.

Will man die Parallaxe eines Fixsterns S mit dem Heliometer bestimmcn, so wahlt man bekanntlich zunachst zwei schwachere Vergleichsterne s1 und sa mit verschwindend kleiner Eigenbewegung aus, welche [nit S nahe auf einem groflten Kreise liegen und zwar so, dao Ss, und Ss, mog- lichst wenig von einander verschieden sind. Die Beobachtung selbst besteht gewohnlich in der Messung der Distanzen S s1 und Ss, . Sind nun die Parallaxen der Vergleichsterne gleich groh, und bezeichnen (Ss,), und (Ss,), die niittleren Werte der Distanzen, z den Uberschufl der Parallaxe des Sterns S uber diejenigen von s1 und s,, so gelten - unter der An- nahme, daD die gemessenen Distanzen auch wegen Eigen- bewegung korrigiert sind - die Gleichungen

S s1 = (S sl)o + a Jt (1) S S ~ = (SS, )~ + b ~ t ,

und es ist, zumal, wenn man die Beobachtungen auf die Zeiten des Maximums der parallaktischen Verschiebung be- schrankt, b nahe gleich -a .

Manches spricht daflir, dafl der Skalenwert nicht kon- stant ist. 1st er aber veranderlich, so werden die fur Ss, und Ss, erhaltenen Werte ebenfalls - auch wenn JC = o ist - zu verschiedenen Zeiten von einander verschieden sein; aber es wird, wenn (Ss, + Ss,), das Mittel aus allen Summen der gemessenen Distanzen bedeutet und man dieses als richtig voraussetzt, das Produkt

25"

3 7 1 386 1 372

(Ss, + Ss,), - (Ss, + Ss,) -) ('1

also, bei hinreichend kleinen Werten vou SS, - S s,, diese nifferenz selber von der Veranderlichkeit des Skalenwertes befreit sein. Aus diesem Grunde also bestimmt man die Parallaxen schon seit langer Zeit nicht aus den beobachteten Distanzen selbst, sondern aus ihrer Differenz und schreibt die Bedingungsgleichungen

(Ss1 + Ss,),

Ss, - Ss, = (Ss, - Ss,), + (a - b) x , wo also jetzt Ss, - Ss2 die auf konstanten Skalenwert re- duzierte Distanzen- Differenz bedeutet.

Man uberzeugt sich aber leicht von der Richtigkeit des folgenden Satzes: 1st in den Gleichungen ( I ) die Be- dingung b = - a strenge erffillt, so ist die aus der Diffe- renz Ss, - Ss, bestimmte Parallaxe gleich dem Mittel aus den beiden Werten von n, welche man erhalt, wenn man die jeder Distanz entsprechenden Bedingungsgleichungen separat auflost. Selbstverstandlich wird man die Einzel- distanzen mit demselben Korrektionsfaktor multiplizieren, der ftir die Differenz der Distanzen angewandt wurde; not- wendig - im Hinblick auf den Endwert der Parallaxe -

auch die Distanzen- Differenz eine entsprechende Korrektion erfordert. Sind z. B. die Distanzen Ss, und Ss, so wenig von einander verschieden, dafl bei den in der Praxis vor- kommenden DifferenZen (S s1 + S s,), - (S s1 + S s,) fur jeden Abend das Produkt (P) gleich ss, - ss, gesetzt werden kann, so ist fQr b = - a das Mittel den durch die Gleichungen ( I ) gefundenen zwei Werten genau dasselbe, ob man nun die EinzeIdistanzen auf konstanten Skalenwert reduziert oder nicht; nur die Rticksicht auf die zu berechnenden wahrscheinlichen Fehler der beiden Werte

I von n wilrde auch bei verschwindenden Werten von Ss, - Ss2 die Anbringung der erwahnten Korrektionen an die Einzel- distanzen erfordern. Urn die Wahrheit des Gesagten zu er- kennen, ist es geniigend, die Bedingungsgleichungen ( I ) so zu schreiben, wie es sein niufl, wenn man keine Hypothese uber die Parallaxen der Vergleichsterne macht. Bedeuten namlich x1 und x, die Uberschusse der Parallaxe von S tiber die von s, und s,, und macht man uber die Ko- effizienten von nl und n2 zuniichst keine Voraussetzung, so lauten die Gleichungen

Ss, = (Ss,), + a n,

Ss, = (Ss,)o + b n, ; (3)

Welches also auch die Werte von nl und n, sind, welche den Gleichungen (3) geniigen, so ist fur b = - a der aus den Gleichungen (2) folgende Wert von x gleich

(n, + np). Kommt die Verschiedenheit von n, und x2 nicht von den Parallaxen der Vergleichsterne, sondern von systematischen Fehlern in den Beobachtungen her, so andert dies nichts an der Schluflweise, und der obige Satz bleibt

Satz auch ist, so erscheint es doch mit Rucksicht auf mehrere, auch neuere Arbeiten uber Fixsternparallaxen nutzlich, den- selben hervorzuheben. Er gilt, urn dies noch einmal zu wiederholen, in aller Strenge nur, wenn b = - a ist; in den bis jetzt veroffentlichten Untersuchungen ist aber - mit Ausnahme einer kleinen Anzahl von Fallen - diese Be- dingung so nahe erftillt, dafl die Abweichung nicht ins

bestehen. I Gewicht fallt. So einfach und leicht zii beweisen der angegebene

Wien-Ottakrina, 1402 Nov. 26.

1902

Sept. 2

2 2

2 2

23 23 24 24 26 26

Okt. 23 23 24 2 5

25 26

M. 2. Leipz. ~ _ _

I l h 3 ' j m 1 7 f 7

7 30 52.8 7 30 52.8 7 '3 34.3 7 13 34.3 'I 4 47.2 7 13 41.0 6 5 7 54.8 6 5 7 54.8 6 I I 0.3

6 6 36.0 6 25 42.9

5 58 39.7 5 58 39.7 6 5 0.0

Beobachtungen des Korneten 1902 111 (1902 b) a m 30 c m R e f r a k t o r d e r L e i p z i g e r S t e r n w a r t e .

Aa

- 1~36503 + 1 31.44 -0 59.59 +2 21.90

- 1 52.10 +o 20.19 +o 54.36 - I 6.85 - 2 26.83 -0 28.68 -0 55.60 -0 45.55 -0 58.23 -2 43.48 + 2 52.99

Ad

+ 3' 5 41'3 -6 33.9 + I 3.2 - 1 4.9 - 2 4.7 - 1 39.5 -9 21.7

-8 12.6 +9 49.3 +5 11.1

- 2 44.4 -8 54.6 -6 23.9 --I 45.' -9 24.7

Vgl.

r8.6 18.6 18.6 1 2 . 4

I 2.4 12.4 I 2.4 12.4

12.4 I 2.4 18.6 18.6 I 8.6 18.6 I 2.4

- a "PP.

3h 16~34598 2 7 16.20 2 7 16.07 I 51 18.48 I 5 7 18.72

1 45 45.24 1 4 5 40.35 1 16 44.34

' 7 4 2 36.19 1 7 42 34.19 ' 7 39 5.18 11 35 47.81 1 7 35 47.81 1 7 32 39.90

I 16 44.50

+35" 1 2 ' 43!'2 +49 1 43.9 +49 1 42.7 +50 8 33.7 + 5 0 8 32.5 + 5 1 1 7 24 .0

+ 5 I 'I 54.0 +53 35 5 1 . 1

+53 35 50.5 + 3 41 59.6 + 3 41 5 . j + 2 20 39.1 + 1 5 22.5 + I 5 23.0 - 0 5 21.5

0.678 0.708 0.708 0 ~ 7 0 7 0.707 0.687 0.672 0.61 I 0.6 I I 0.818 0.820

0.826 0.832 0.832 0.838

L. de BuR

Red. ad 1. app.

+3?93 + 0!'9 +5.54 + 8.6 +5.54 + 8.6 + j . 6 4 + 9.6 +5.64 + 9.6 +5.76 + 1 1 . 3

+5.76 +11.3

+5.93 +14.6 +2.06 t - 1 4 . 8 +2.06 + 1 4 . 8 +2.03 + 1 4 . 1

+5.95 +14.7

i-2.03 i-13.5 t 2 . 0 5 i-13.5 + 2 . 0 1 +12.5

- 3 -

I

2

3 4 5 6 7 8 9

I 0 1 1

I 2

'3 14 15