34 1

b = COD -31’17091 C = COD-31’17179 GZ 1 9 ~ 2 1 7 8

Gou 27684 Gou 27844 e = COD-31’17512 f = COD-31’17562 g = COD -31’17606

d = COD-31’17277

-

Gou 28178

4508

19h44m 3’80 I9 5 0 49.04 19 5 5 10.06

2 0 8 14.52 2 0 14 49.05 2 0 15 30.25 2 0 19 39.06 2 0 2 2 41.65

19 58 34.81

~~

2 0 29 10.80

342

- 3 1 3 1 7 . 0 -30 58 57.4 - 3 0 47 5.3

- Nr. - -

I9 2 0

2 1

2 2

-

23 24

26 2 7 28 29

31 32 33 34

25

30

2 0 2 0 38.75 2 0 23 41.21 2 0 30 10.06

Bezeichnung des Sterns in A. N. 4420

Auf der Breslauer Tagung der Astronom. Gesellschaft ist laut Protokoli (V. d. A. G. 45 p. 298) eine Kommission bestehend aus den Herren Battervzann, Charlier, F. Cohn,

a 1909.0

Grossmann und Schorr eingesetzt worden, welche die Her- stellung einer parallaktischen Durchmusterung in die Wege leiten SOH.

h = COD -30~18100 i = COD -30’18102 Gou 28391 K = COD -30’18195 Gou 28592 I = COD -30’18302

2 0 35 32.50 2 0 35 47.97 2 0 38 3.05 2 0 43 5.47 2 0 46 8.71 2 0 52 50.96

/ I

Die Differenzen, welche die letzten beiden Kolumnen angeben, sind zu den A. N. 4420 mitgeteilten Positionen des Winneckeschen Kometen hinzuzufugen, um sie auf die neuen Santiaginer Positionen zu beziehen. Der einzige starker be- wegte Stern scheint Nr. 2, GZ 1 7 ~ 1 3 4 7 zu sein. Die An- bringung der fur ihn erhaltenen Differenz an die dritte Be- obachtung des 2 . November verbessert bedeutend ihre Uber- einstimmung niit der zweiten von gleicher Epoche. Alle GZ- Sterne zeigen zufolge den neuen Beobachtungen eine Bewegung in Ilekl. nach Siiden, im Mittel fur die 13 Sterne um -I!%, ebenso alle Gou-Sterne, im Mittel fur die 1 0 Sterne -0Or6. Dies folgt mit Notwendigkeit aus ihrer Lage gegen den Apex, auDerdem mag etwas systeniatische Katalogdifferenz dabei sein. Die Abweichung gegen die neueren Cordoba -Beob- achtungen zeigt in Dekl. kein ubereinstimmendes Vorzeichen, doch ist das Vorzeichen vorwiegend positiv, was eine starke systematische Korrektion des Neuen Cordoba - General - Kata- loges in dieser Gegend anzuzeigen scheint.

Die erhebliche Differenz zwischen den Anschlussen des 3. November an je zwei Sterne, die den AnlaD zu der ganzen Untersuchung gegeben hatte, verschwindet durch Einfuhrung der neuen Positionen nicht. Sie betragt nachher + 2’67 + 2Or6 fur Ri und + 2 ? 5 1 +4!’0 fur Pr. Es bleibt also nichts ubrig, als einen Orientierungsfehler des Kreuzstabmikrometers an- zunehmen oder vielniehr eine Verstellung des bereits orien- tierteri Mikrometers vor der Beobachtung durch ungeschicktes Anfassen des Okularrohrs. Nimmt man die mittlere Ab- weichung zu +2?58 +3!’3 an, so war das Kreuz urn 4’2’ zu weit nach Westen gedreht und die daraus resultierenden Korrektionen sind der Reihe nach fur die 4 Beobachtungen dieses Abends +2?38 +4114, -00Szo -0Or4, +2?49 +4!‘7

6 1925.0

- 3 I’ 42’ 53r9 - 3 1 32 8.7 -31 31 7.4 -31 29 5 7 , 5 -31 7 44.5 --31 I 4 9.7 -31 6 33.7 -31 o 12.8 - 3 0 55 49.7 - 3 0 43 50.4 - 3 0 33 24.7 - 3 0 38 2 2 . 0

-30 29 56.1 --30 2 2 13.3 - 3 0 3 43.7 -29 59 20.6

Differenz Santiago - Kataloge

Aa A%

-0 ’05 - 1 1 1 1 +0.38 + 0 . 2

-0.11 -0.5 -0 .08 + I . I

+o.r4 -1.4 +o.r3 -0.4 -0.04 + 1 . 5

.-0.09 +0.8 -0.09 -0.5 -0.03 + I . I

-0.07 t-2.6 -0.14 - 0 . 5 -0.07 +0.4 + O . I I 0.0

t o . 0 5 +2.9

-0 .08 - 1 . 7

md - 0509 - 0 7 2 ; damit werden die verbesserten Werte Komet - Stern:

+3m28?58 - 7‘ 22110 +3m32?I I - 7’ 4216 + z 34.77 +o 36.9 + 2 38.13 +o 1 7 . 5

Werden diese zu den neuen Sternpositionen hinzugefugt, so resultieren folgende Orter fur I 909.0:

1 7 2 7 45.86 - 2 8 2 0 5.4 17~27”’45?76 - ~ 8 ’ 2 0 ’

welche an Stelle der Angaben fur Nov. 3 in A. N. 4420 zu setzen sind.

Ein kleinerer Orientierungsfehler scheint Dezember 5 begangen zu sein, wo mit den neuen Sternortern die Differenz -00582 fur Ri und -0’70 fur Pr in RA. wird, wahrend die alten Differenzen in Dekl. fur die neuen Sternpositionen fast verschwinden. Das Mittel - 0’7 6 zeigt einen Orientierungs- fehler von I’ 14’ zu weit nach Westen an, und die Korrek- tionen werden der Reihe nach - 0’65 -074, +O?I I +0111, -00565 -0114, + O ? I I +o!‘I; damit werden die verbesserten Werte Komet - Stern t

-0~39’52 +6’31115 -0~36’49 +6’28!‘9 - I 20.78 - - I 3.4 , - I 17.64 - I 5.8

und unter Anbringung dieser Werte an die neuen Sternorter erhalt man fur Dezember 5 der Reihe nach als Kometen- position fur 1909.0 :

] Ri 2oh 14’” 9553 -31’ 10’ 3618 2 0 14 9.47 -31 10 36.5 2 0 14 12.56 -31 10 3 9 . 4 I P r 2 0 14 12.61 -31 1 0 38.91

8 h 24m275

8h44m1 I S

343 4508 3 44

Die Kommission halt die systematische Durchfuhrung einer solchen Arbeit fur auflerordentlich wunschenswert ; denn sie ist geeignet, in absehbarer Zeit eine wesentliche Forderung unserer bisher nur vereinzelten Kenntnisse dieses so wichtigen Zweiges der Srellarastronomie herbeizufuhren. Die Durch- fuhrung aber ist nur moglich durch eine Kooperation von mehreren Sternwarten, wenn der Arbeit ein einheitlicher Plan zugrunde gelegt wird, und bei maOvoller Begrenzung der an Beobachter und Instrument zu stellenden Anforderungen.

Wenn somit die Kommission fur die Arbeit ein be- stimmtes Programm vorschlagt, so mufl sie dennoch betonen, dafl sie Parallaxen -Bestimmungen riach anderen Methoden auch fernerhin fur durchaus erwunscht halt, insbesondere solche nach dem Vorschlage Kapteyns, denn nur dadurch konnen etna noch vorhandene, bislang unbekannte systenia- tische Fehlerquellen aufgedeckt werden.

Dem folgenden Programm liegen die von den1 Unter- zeichneten auf der Breslauer Versammlung ausfuhrlicher be- grundeten, in den Sitzungsberichten pag. 2 9 3 abgedruckten Gesichtspunkte zugrunde :

I ) Als Parallaxensterne sind moglichst alle Sterne bis zur Groi3e 6m5 anzusehen.

2) Entsprechend der Anordnung des A. G. K. wird der Himmel in Zonen eingeteilt und hiernach an die Sternwarten, die sich zur Beteiligung bereit erklaren, vergeben.

3) Als Beobachtungsmethode schlagt die Kommission die der Bestimmung von RA.-Differenzen am Meridiandurch- gangsinstrument rnit Hilfe des Registriermikrometers vor, jedoch rnit der Abanderung, daO nicht wie bisher ein Parallaxenstern an eine beschrankte Anzahl von Vergleich- sternen angeschlossen wird, sondern dafl sogleich mehrere Parallaxen- und Vergleichsterne zu einer Beobachtungsgruppe vereinigt werden.

4) Hinsichtlich der Genauigkeit der Resultate ist da- hin zu streben, dai3 der m. P. einer Parallaxe -t-0!'05 nicht ubersteigt.

5 ) Pur die Elimination von systematischen Fehlern ist besondere Sorge zu tragen.

In1 einzelnen ist hierzu folgendes zu bemerken : Die Grofle 6m5 ist als Grenze gewahlt worden, weil sich alsdann eine passende Verteilung von Parallaxen- und Ver- gleichsternen am leichtesten erzielen laflt, und weil andrer- seits hiernach das Arbeitsprogramm nicht von vorneherein gar zu sehr belastet wird; hierauf ist schon deshalb Gewicht zu legen, weil ein Beobachterwechsel tunlichst zu vermeiden ist. An sich besteht zwischen den beiden Arten von Sternen einer Gruppe kein Unterschied; es ergibt sich fur alle die P3rallaxe relativ zur mittleren Gruppenparallaxe. Wenn den- noch eine Unterscheidung gemacht wird, so soll damit nur ausgedruckt sein, dafl fur die Auswahl der Vergleichsterne eine bestimmte Vorschrift nicht gegeben werden soll, - es werden hierfur zweckmanig schwachere Sterne zu wahlen sein, deren untere Grenze sich durch Instrument und Luft- zustand bestimmt - und dai3 den Parallaxensternen eine groflere Aufmerksamkeit bei der Beobachtung und bei der Diskussion zuzuwenden ist.

Es soll aber auch rnit der Festlegung dieser Grenze nicht gesagt sein, dafl samtliche Sterne bis zu dieser GroOen- klasse auf die Arbeitsliste gesetzt werden mussen. Das Be-

streben der Kommission geht dahin, daD msglichst viele Sterne parallaktisch untqrsucht werden. Bei starken An- haufungen heller Sterne - wie in einzelnen Sternhaufen - oder wenn Klima und Lage einer Sternwarte zu gewissen Jahreszeiten die Beobachtung unmoglich machen - so bei den nordlichen Sternwarten die Sommermonate - da werden Lucken nicht zu vermeiden sein ; diese haben hier jedoch nicht die Bedeutung wie bei de; Herstellung systematischer Sternkataloge. Auch konnen immerhin in dem letzteren Falle solche Sternwarten eintreten, die gunstiger gelegen sind, die aber aus anderen Grunden nicht in der Lage sind, eine ganze 5O-Zone zu ubernehmen.

Fur die Ausdehnung einer Gruppe in Deklination kommt nur die Bedingung in Betracht, dafl die Elimination der Un- sicherheiten der Intrumental- und Aufstellungsfehler innerhalb einer Gruppe gewahrleistet ist. Diese Fehler sind deshalb unter scharfer Kontrolle zu halten, wozu die Hilfsmittel in ausreichender Weise gegeben sind. Fur die Abgrenzung einer Gruppe in RA. ist in erster Linie die Gute der Uhr ma& gebend; eine erstklassige Uhr ist deshalb zu fordern. Ferner ist zu beachten, dai3 bei allzu grofler Ausdehnung einer Gruppe die Abweichung ihrer ersten Sterne in den Morgen- stunden und ihrer letzten Sterne in den -4bendstunden von ihrem parallaktischen Maximum zu grofl wird. Je nach der Jahreszeit werden die Gruppen sich immerhin auf 4 0 - 6 0 Minuten erstrecken konnen.

Fur die Wahl der Methode war maflgebend: I ) Ihre Brauchbarkeit kann als erwiesen angesehen

werden ; die Beobachtungen rnit dem Registriermikrometer erreichen die Genauigkeit, wie sie fur die aestimmung von Parallaxen zu fordern ist.

2) Systematische Fehler sind nach unseren heutigen Kenntnissen nur in einem sehr geringen Grade zu befurchten. Schwankungen der Helligkeitsgleichung, die hier wahrschein- lich allein in Betracht kommen, lassen sich ohne Schwierig- keit eliminieren.

3) Beobachtung und Reduktion sind hier von aui3erster Einfachheit.

Die Anzahl der Sterne bis zur GroOe 6"5 ist nacb der Bonner Durchmusterung fur die nordlichen 5O-Zonen die folgende :

0'- 5' 2 1 7 30O-35' 3 0 1 60'-65' 203 5 - 1 0 233 35 - 4 0 332 65 - 7 0 146

1 0 - 1 5 2 9 5 4 0 - 4 5 298 7 0 - 7 5 I18 15 - 2 0 362 45 - 5 0 315 7 5 - 8 0 89

2 5 - 3 0 3 1 0 5 5 - 6 0 2 5 0 8 5 - 9 0 1 7

2 0 - 2 5 348 50 - 55 2.51 80 -85 5 0

Sehen wir von den hoheren Deklinationen ab, so fallen auf die Stunde im Durchschnitt I 0-1 5 Parallaxensterne. Will man die Anzahl der Vergleichsterne nicht zu gering ansetzen und bei Vermeidung jeglicher Uberhastung, wird sich die Arbeit rnit einer einzigen Durchbeobachtung einer Zone nicht uberall erledigen lassen ; zwei solche werden sich mehrfach als notig erweisen. Man wird also in einer Gruppe voa 5 0 Min. Dauer mit im Durchschnitt 5 -8 Parallaxensternen etwa I 5 - 2 o Vergleichsterne gut vereinigen konnen. J e grof3er diese letztere Zahl ist, um so genauer werden naturlich d i e Resultate sein.

345 4508 346

Setzen wir die Anzahl der zu beobachtenden parallak- tischen Maxima auf fiinf fest, so wird eine Durchbeob- achtung sich in gut zwei Jahren erledigen lassen; und wenn wir dann noch annehmen, daO in jedem Maximum jede Gruppe 8 ma1 beobachtet wird, insgesamt also 40 mal, so durfen wir nach der Genauigkeit, die das Registriermikro- meter gewahrt, den m. F. einer Parallaxe zu hochstens &- or05 wohl erwarten.

Das hiermit entwickelte Programm ubergeben wir mit der Bitte einer eingehenden Prufung der Offentlichkeit ; Ein- wendungen und Abanderungsvorschlage bitten wir an den Unterzeichneten richten zu wollen. Angesichts der Wichtig- keit des Unternehmens geben wir uns der Hoffnung hin, daO sich eine hinreichende Anzahl von Sternwarten zur Mitarbeit bereit erklaren wird.

1911 Juni. Die Parallaxen - Komniission der Astronomischen Gesellschaft. I. A.: E. Grossmann. Miinchen 27, Kgl. Sternwarte.

Note on Radial Velocities of Nebulae. The discovery, last year, that the radial velocities of

the stars are functions of the spectral types, now thoroughly confirmed, renders important the determination of as many nebular velocities as possible. If we assume that the solar system IS travelling toward an apex at RA. = 270° and Decl. = +30°, with a speed of 19.5 km per second, and remove the solar components of motion from the radial velocities of the thirteen nebulae observed by Keeler, we find that the average residual radial velocity of the thirteen nebulae is in excess of 23 km per second. These thirteen objects are composed of twelve condensed or planetary ne- bulae and of the great nebula in Orion. Keeler noted that the tnotion of the Orion nebula, with reference to the sidereal system, is extremely small, in the following language: ,It may be that this motion of recession is wholly due to the drift of the solar system itself. The supposition seems plausible (though certainly no good reason could be given for it) that a nebula of such vast extent and extreme tenuity is more likely to be at rest relatively to the stars of our system than small, compact, nebular masses or individual stars. This view is at least not inconsistent with determi- nations of the direction and amount of the solar motion based on proper motions of the stars.( (Publ. Lick Obs. 3 p. 198, 1894). Excluding the Orion nebula from Keeler's data, we find that the average residual radial velocity for the twelve condensed or planetary nebulae is in excess of 25 km per second. The number of nebulae observed may be too small to serve as a basis for statistical studies of nebular velocities, but the chances are that we are dealing with conditions more or less representative of nebulae in general: very low velocities for extended nebulae, and re- lathe13 high veIocities for planetary nebulae.

We can scarcely doubt that the extended nebulosities represent existence prior to the stellar state. An interesting question : Are all the extended nebulosities substantially at rest with reference to the stellar system? The observed planetary nebulae have radial velocities fifty per cent higher

Lick Observatory, Mt. Hamilton, 19 I I May.

than the average radial speeds of the stars of any spectral class. A second question: Have the planetary nebulae been formed (as the results of collisions, close approaches, or otherwise) from stars whose speeds were already well deve- loped? The low velocities of the helium stars (6 km per second) and the continuous increase of stellar speed with elapsing time (up to 1 6 km or 17 km per second for the reddish stars) certainly point strongly to affirmative answers to these questions. Clearly a knowledge of nebular velocities is of fundamental importance. Realizing this, we last year pre- pared' observing programs of those nebulae whose descriptions gave some promise of success to radial velocity efforts, with the purpose of securing observations at Mount Hamilton and at Saqtiago, Chile, as early as the demands of existing programs would permit.

The purpose of this note is to suggest that observations be secured by as many observers as have the opportunity to undertake this difficult work. The extended nebulosities, such as the Trifid nebula and the 7 Carinae nebula, should not be overlooked, though it is not certain that these objects are bright enough to give success. If the velocities of the extended nebulae should prove to be essentially zero and the velocities of the planetary nebulae should prove to be high, in confirmation of Keeler's results, we should have obtained facts of the first importance.

It is interesting to note that the radial velocity obser- vations of the Orion nebula secured by Keeler, Vogel and Eberhard, Wright, and Frost and Adams, affording a mean value + I 7.4 km per second, on the assumption that the nebula is at rest with reference to the stellar system, yield a velocity of the solar system agreeing perfectly, we may say, with the value of greatest probability obtained from I zoo radial stellar velocities, supposing the apex of the solar motion is at RA. = 270' and Decl. = +30'. This may be a mere coincidence, but it is a duty to determine, if possible, whether other similar nebulae are also at rest with reference to the stellar system.

L f l W. Catnpbdf,

Neue Veranderliche. 28.1911 Scorp i i .

Im 4. J. 625-26 kundigt P. S. YendeU die Veranderlich- keit des Sterns COD -34'12262 (8") = CPD -34'7363 ( P o ) = Gou 24306 (P) = GZ 17~3178 an. Der Stern

liegt im Sternhaufen Messier 7 (Scorpii) und ist schon von Gould in den ,Cordoba photographs(( als wahrscheinlich ver- anderlich bezeichnet.

"Position nach Gou 24306 :