2 5 4562 26

a c *) d

2 1 . Januar 1898 erhaltene Aufnahme ist in Mauizders Bericht (The Indian Eclipse 1898, S. 125, auch in Kn. 21.109 und A. R. 1.217) abgebildet, doch la& sich, da die Vorlage zeichnerisch bearbeitet wurde, nicht einwandfrei feststellen, wieviel von dem Lichteindruck auf Solarisation und wieviel auf das Licht der Korona zuruckzufuhren ist. DaO der in- nerste Saum der letzteren enorm hell ist, ersieht man aus dem iibereinstimmenden Eindruck aller Finsternisbeobachter, sowie aus direkten Messungen. So ergeben z. B. meine photo- Rietrischen Bestimmungen auf einer der hiesigen groOen Auf- nahrnen der 'I'otalitat von 1905 fur die innerste Korona mindestens die gleiche Helligkeit wie fur die zarteren Ca- Protuberanzauslaufer am Ostrande.

Zur Beurteilung der in Frage kornmenden relativen Helligkeitsverhaltnisse mag noch die folgende zahlenmaflige Zusammenstellung dienen.

Aus den spektralphotometrischen Untersuchungen von Yogel und Schwarzsckidd kann man fur die photographisch wirksamen Strahlen mit einem Helligkeitsabfall von 2"' von der Sonnenmitte bis zum adersten Rande rechnen. Der hellste Teil der Korona wies 1905 ebenfalls nach Sckwarz- sckidds Messungen, gegenuber der durchschnittlichen Helligkeit der Sonnenscheibe einen Unterschied von rund 14715 auf. Nimmt man noch die Messungen Ceraskis, die fur die Helligkeit der erleuchteten Erdatmosphare in unmittelbarer

+ 5 0 3789 + 5 3 2918 + 5 2 3245

Nahe des Sonnenrandes gegen diesen das Helligkeitsl-er- haltnis 1/35 (A. N. 174.187) ergaben, hinzu, so erhalt man in runden ZahIen fur den

Helligkeitsunterschied zwischen Erdatmosphare am Sonnenrande und Sonnenmitte 6",

Helligkeitsunterschied zwischen Korona am Sonnenrande und Sonnenmitte I 5".

Um eine sichere photographische ))Sichtbarkeitc( der Korona zu ermoglichen, ist somit eine Dampfung des diffusen Tageslichtes um mindestens 9 GroDenklassen erforderlich. Die Zahl erscheint zunachst recht hoch, berucksichtigt man jedoch, dal3 die Helligkeit des diffusen Himmelslichtes wahrend der Totalitat 1905 nach Sckwarzsckild 21"' war, so ist es klar, daD die Korona trotzdem bereits vor und nach der Totalitat photographisch wie visuell hervortreten mu&, denn der Abfall der Helligkeit von 15"' auf 2 1 ~ er- folgte nach der von einer Selenzelle der Hamburgischen Ex- pedition registrierten Kurve entschieden nicht ganz plotzlich (vgl. auch Phys. Zeitschr. 6.840), sondern im Verlaufe von inehreren Minuten. Genauer laOt sich die Zeit leider nicht angeben, da die Luxwerte vorlaufig nicht ohne weiteres in Intensitaten umzuwandeln sind. Immerhin zeigt die Be- trachtung, dal3 die Aussicht, die bevorstehende Finsternis auch astrophysikalisch auszunutzen, vielleicht gar nicht so gering ist, als man wohl allgemein annimmt.

K. GrafT A'

~~~~

Bergedorf, Ende Februar I 9 I 2 .

Beobachtungen der Nova (1 37.19 10) und des Sterns 9.19 1 1 Lacertae. Im Jahre I 9 I I erhielt ich 41 Helligkeitsschatzungen

der Nova Lacertae, welche zum Teil schon fruher veroffent- licht wurden (A. N. 4470). Die GroOen der a. a. 0. mit- geteilten Vergleichsterne sind spater etwas geandert worden. Ich teile sie hier nochmals mit, nebst mehreren schwacheren, die spater zur Verwendung kamen (Tabelle I). Der Stern k wurde ofters (6 mal) an die Sehgrenze des 3 -Zollers ange- schlossen ( 1 1 m 5 im System der Harv. Phot., oder 1 r m 7 im Potsdanier System, siehe A. N. 4116). Die nicht in der BD vorkommenden Sterne sind durch die genaherten Koordinaten fur 1855.0 angegeben, welche ich durch A4usmessung der Wolfschen Karte (A. N. 4466) erhielt. Ich bemerke, dal3 I'

auf dieser Karte nicht, wie a. a. 0. (Seite 29 Zeile 14 v. u.) gesagt, 3.6 mm, sondern 2.39 mm entspricht (vgl. 187.95).

T a b e l l e I.

6m9 7.5 7.8 8.4 8.9 9.1 od. 9m5 9.7 1 9.7

Stern ~ Position 1855.0 ~ H IReni.

I

! : Ti 22h29m14S +51°58!7 1 IO?3 k 2 2 28 43 t 5 2 13.1 10.9

I 1.7 d ! 2 2 29 54 + 5 2 4.2 Bemerkungen . I . Der Stern f ist wahrscheinlich

gelb. Direkte Schatzungen der Farbe liegen nicht vor; der Stern ist aber fur mein Auge, das fur den Pwkinjeschen Effekt zieinlich empfindlich ist, im 10-Zoller R om4 heller als im 3-Zoller S. - 2 . Auch dieser Stern ist wahrschein- lich gelblich. - 3. Verdachtiger Stern, der in den Monaten Juni, Juli und August imnier bedeutend (etwa om8 oder 0m9) schwacher als g war, am 2 2 . September aber = g geschatzt wurde.

Hier folgen die Beobachtungen (Tabelle 11); eine Be- obachtung vom I 5. Februar 19 I I , e 3 N 3 f , wurde nicht auf- genommen, weil sie in einem Refraktor angestellt wurde, fur welchen ich die Grofie von f nicht zu schatzen weil3.

Die Farbe ist nicht angegeben, da seit meinem vorigen Berichte (1911 Jan. 2 5 ) nur noch eine direkte Schatzung (Jan. 29, Nova = 3') erhalten wurde. Aus der Uberein- stimmung der Kolumnen U s und WR lal3t sich aber mit grol3er Wahrscheinlichkeit folgern, daO die Farbe seit Ende Januar stark verblaOt ist, und sich im Februar kaum mehr von der mittleren Farbe der Vergleichsterne unterschied.

6.5 1 11.9 ~

i ~ 2 2 29 43 + 5 2

*) A. N. 4470 steht irrtumlich +50°2918.

27 4562 28

1911

Jan. I

6 7 9

2

I 0 I 2

'3 16 28 29 30 31

Febr. 3 8 9

19

2 5 26

Marz I

5 19 29

April 5

I9 Mai 4

2 5 Juni 4

18

I9

2 2

I 0

2 1

Juli 5

Aug. 4 2 0

Sept. 2 2

Okt. 1 7 Nov. 7 Dez. 15

M. Z. Gr.

6h 50"

I 5 0 6 40 7 5

I I 35 7 2 5

14 5 5 58 5 30 5 46

10 58 6 34 6 59 8 53 9 28 7 5 1 8 0 6 37

1 5 56 6 33 7 2 0

7 5 5 I 4 2 0 I 4 33 I 4 I 0

I 3 30 I 3 35 1 3 28 1 2 58 I 2 32 I 1 5 2

1 2 2 3

1 2 49

11 43 9 4

I 2 5 2

1 1 5 5 9 5 8 32

I 2 I 1

J. D. --

241 3038.28

39.63 43.28 44.30 46.48 47.31 49.59 50.60 53.23 65.24 66.46 67.27 68.29

76.39 7 1.37

71.33 87.33 90.28 93.66 94.27 97.3'

9101.33 I 5.60 25.61 32.59 37.56 46.5 7 61.56 78.54 82 .52 92.49

9206.52 23.53 37.51 53.49 69.38

9302.54 2 7 . 5 0 48.38 86.36

3 - Zoller S &

711.50 7.30

7 . 5 0 7,63 7.60 7 . 7 2 8.04 8.10

8.60 8.76 8.7 I 8.83 8.90 9.10 9.20

~

8.30

9.06 9.26

I o - Zoller R HR __ -~ ~~

8m4 8.67 8.67 8.80 8.9 7 9.07 9.20 9.19 9.20 9.34 9.27 9.40 9.58 9.30 9.46 9.70 9.70 9.70

10.20

I 0.30 10.30 10.20

'0.37 '0.45 10.39 10.60 10.45

11.23 I 1.40 I 1.40

1 1 . 1 0

Mittel ~

~

77150 7 . 2 0

7 .50 7.63 7.60 7 . 7 2 8.04 8.10 8.30 8.50 8.7 2

8.69 8.82 8.94 9.09 9.20 9.19 9.20 9.20 9.27 9.40

9.30

9.70 9.70 9.70

10.30

10.30

9.58

9.46

1 0 . 2 0

1 0 . 2 0

70.37 10.45 10.39 I 0.60 10.45

11.23 I 1.40 I 1.40

1 1 . 1 0

Bemerkungen. I . Schwierig und unsicher. Luft schlecht, nebelig. Bilder sehr unruhig. - 2 . Nebel. - 3. Stern niedrig. - 4 . Sehr klarer Himmel. - 5. Zwischen Wolken. - 6. h wird = g geschatzt.

In Figur 3 auf Tafel 2 sind rechts durch Striche die GroDen der Vergleichsterne angegeben. Die Kurve wurde sehr glatt gezogen; es kann nur durch die Bearbeitung des Gesamtmaterials entschieden werden, ob sich die Lichtkurve der Nova Lacertae durch ahnliche Wellen auszeichnete, wie sie bekanntlich bei der Nova Persei vom Jahre 1901 beob- achtet worden sind.

Zum SchluD mochte ich bemerken, daO ich den von Luizet als wahrscheinlich veranderlich angezeigten Stern BD +51'3414 (siehe A. N. 4476) immer (15 Schatzungen von

19 I I Marz 19 bis Dez. I 5) ein oder zwei Stufen heller schatzte, als einen Stern I I ~ , dessen Position fur 1855 durch a = 2zh2Srn 1 3 ~ , 8 = '51" 49!8 gegeben wird. Bekanntlich sind die Helligkeiten der Sterne, die in der BD 9m5 heiflen, auOerordentlich verschieden. Und daO die Woysche Platte (A. N. 4466,) die Sterne BD +51'3414 und +51"3416 (B) nahezu gleich hell zeigt, konnte vielleicht durch eine Ver-

, schiedenheit des Spektrums erklart werden. Ohne weiteres ' ist meines Erachtens die Veranderlichkeit des als 9.19 I I

angezeigten Sterns nicht bewiesen.

Utrecht, 1912 Jan. 6. A. A. NiZand.