215 6205 2 1 6

I

Nr.1 Planet I Position 1925.0 1 Tagl. Bew. 1 Gr. 1 B-R -

1936 Febr. 14 11h53m6 m. Z. Kgst.

H 0.00

.I0

. 20

-30 -40 * 50 .60 970 .so .90

1.00 . I 0 .20

-30 *40 -50 .60 -70

- Nr.1 Planet I Position 1925.0 1 Tagl. Bew. 1 GI. I B-R

I

1936 MarzrI 8h39m1. P1. D4681. Mitte: gh1mo +18"4'. 30.

Tabel le 2 . W e r t e d e r F u n k t i o n e-azf'

4 !*1936 DE

6 ,1018 Arnolda

- e-UH.

0.992 .969 .932 .882 .822

.754

.681

.605 329 .456 .387 -323 .z65 . 2 14 .171 .I34 .103

_ _ _ 1.000

9 15.4 +23 8 1 - - .of I 15.0

9 26.4 t z z 16 -0.9+ 2 14.7

e-aHY

0.785 10-1

.587 0

.432 ))

.3I3 0

.223 R

. I 57 9

.I08 R

.495 ))

.326 ))

.I35 D 2351. I O - ~

,527 )>

.322 D

.I93 u

.114 ))

.663. I O - ~

.738 * 10 -2

. Z I 2 b

- l) + 1m8 - 17'~)

H 3.60

.70

.80

.90 4.00

__ __

.I0

. 2 0

.30

.40

.SO

.60

. 7 0

.so

.90 5.00 5.50 6.00 7.00

3 '169 Zelia 4 1207 Hedda

9 16.8 + 19 43 ' -0.8+ I 112.4 9 17.7 + 2 1 24 1 -0.8+ I 1 12.2

e-Uff'

0.380 I O - ~ .z14 r) .I19 0

.648- I O - ~

.349 ))

.184 ))

.962.10-~

.493 0

.124 ))

.606. IO-' 292 B .138 ))

.646- 10-8

.297 0

.48I * 10-10

.5 26. I o-12

.249 0

.I93 ' I0-l6

I !r126 Otero 8 36.9 + z 5 19 1-0.6- 4 14.01 -9.9 +so4) 2 1905 Universitas 8 42.1 +26 2 2 1-0.6- I 14.3 1 3 1'1936 EB 8 42.9 + 2 2 37 1-0.51- 3 14.0 1

- -

Zum SchluB moge noch das im ersten Kapitel angefuhrte

Die Ausgangsdaten der Beobachtungsreihe waren : Gesamtlange der Beobachtungsreihe T= 140d Zahl der unabhangigen Beobachtungen N = 76

Zahlenbeispiel die Anwendung der Formeln erlautern.

M. F. einer Beobachtung p = Om044. Nach (1.2) ergibt sich daraus die Expektanz E zu omoo89.

Fur die Periode 0d30553 hatte sich die Amplitude 0m0292, also das 3.28-fache der Expektanz ergeben. Es ist deshalb U= 3.28 zu setzen. Nach Tabelle 2 ist fur diesen Wert e-urH'=o.ooozI.

Betrachten wir nun den Periodenbereich zwischen Pl=od2 und P2=od4, so kann man diesen nach (5.1) durch n = 575 unabhangige Perioden ersetzen.

1936 Marzr8 ghrmo. P1. 04687. Mitte: 9h54m3 +15"43'. Bo. I 1936DC 9 51.0 +IS 91-0 .5-

9 54.2 + 15 44 1-0.5 + 2 99tMcDonalda

Nach ( 5 . 2 ) ergibt sich die Wahrscheinlichkeit dafiir, daB in jenem Periodenbereich die Amplitude H= 3.28 sowohl groBte Amplitude als auch reel1 ist, zu 0.886 (0.879 nach der Naherungsformel I - ne-""').

Ferner ist nach (5.3) ein zufalliges Auftreten einer Amplitude 2 - H im angenommenen Periodenbereich 0. I 2 I ma1 zu erwarten.

Im Zusammenhang mit diesem Beispiel durfte noch eine Bemerkung uber die Wahl des Periodenbereichs an- gebracht sein. Im allgemeinen la& sich der Bereich, in dem reelle Perioden zu erwarten sind, auf Grund der gegebenen physikalischen Verhaltnisse angeben. Gelegentlich treten aber auch theoretisch vollig unerwartete Periodizitaten a d . Streng genommen muBte man in diesem Falle den Periodenbereich von der Periode o bis co ausdehnen; damit wurde n unendlich groB werden, was physikalisch sinnlos ist. Nun kann man aber in allen solchen Fallen aus physikalischen Gesichtspunkten heraus naherungsweise eine untere Periodengrenze angeben. Im normalen Fall wird man dabei die gefundene Perioden- dauer nicht allzu sehr unterschreiten. Es erscheint mir deshalb fur die Praxis im allgemeinen ausreichend, fur eine theoretisch unerwartete Periode P einen Bereich von 3P bis oc) anzu- setzen, da hierbei der Periodenbereich beziiglich n durch die Periode P in zwei aquivalente Teile geteilt wird; (5.1) ergibt dann n = I + 3.28 TIP.

Auf das vorliegende Zahlenbeispiel angewendet heiBt dies, daB man fur den Fall, daB die Periode od30553 theoretisch unerwartet auftritt, n = 1504 einzusetzen hat. Damit ergibt sich nach (5.3), daB das Auftreten einer Amplitude &om0292 im betrachteten Bereich 0.32mal zu erwarten ist. Es ist also durchaus nicht unwahrscheinlich, dafi diese Periodizitat zu- falligen Ursprungs ist. .

Universitats-Sternwarte Konigsberg Pr., 1936 Mar2 19. 7r -

217 6 205 218

I 835 Olivia

3 11936 F Z 1936 Mar220 I I1224[1927 SDI 2 1544 Jetta

Nr. ~ Planet 1 Position 1925.0 Tagl. Bew. i Gr. 1 B-R

9 46.0 + 11 2 2 16.0 -2.4 +16

9 48.8 + I I 50 -0.5+ 6 116.0 1 - 11h21m3. P1. D4693. Mitte: 11~14mo -8'29'. Bo.

11 14.4 - 8 33 11 16.1 - 7 34

Nr.1 Planet 1 Position 1925.0 1 Tagl. Bew. 1 Gr. 1 B-R

2 [1289[1933QRI 1oh11m3 + 9'54' 3 1324Bamberga 10 14.9 + 7 15

I l1936 DC 1 9 49.0 + I S o I - 114.5 1936 Marz22 gh24m8. P1. D4695. Mitte: gh48m6 +15'5'. Bo.

1936 Miirz24 ghom6. P1. B6442. I 141 Lumen 1 9 55.3 + 6 2 2

2 136 Austria 1 9 55 .5 + 6 10

3 1609 Fulvia 1 9 55.9 + I I 48 4 1936 FA, 10 0.0 + 6 16 5 626Notburga/10 1.2 +13 45 6 1289 [1933 QR] 10 10.2 + I O 3 7 1324Bamberga ,IO 13.5 + 7 19

i Mitte: I O ~ I ~ Z

-0.7 + I 13.2 -0.9- 2 112.3

1936 Marzz1 1oh38m4. P1. D4698. Mitte: gh48m3 +14'53'. Bo. I 11936 DC 1 9 48.3 -t 14 57 1-0.4- 2 1 14.2 1 -

Beobachter: R = K. Reinmutt?, B o = A . Bohmmann, J = W. Jahn. K. Reinmuth.

I) Unabhangig entdeckt. *) Eph. in BZ 8.

Uber die Sternenauswahl auf Laplace-Stationen. Von 3'. Schz've. In den ))Verhandlungen der Baltischen Geodatischen

Kommissioncc, 8. Tagung in Tallinn und Tartu 1935, findet man zwei Vortrage uber die Wahl von Sternen: N. E. NomZund: Uber die Wahl von Sternen bei Zeit- und

Bengt AureZZ: Uber die Wahl der Sterne bei Zeitbestimmungen

NomZund betrachtet die Zeitbestimmung allein, wahrend AureZZ gleichzeitig eine gute Azimutbestimmung beabsichtigt. Die Sterne, die sie empfehlen, sind daher naturlich verschieden. Hier wollen wir die Sterne aufsuchen, die fur Bestimmung eines Laplace-Azimuts am besten geeignet sind. Die Dar- stellung ist auf die oben erwahnte Arbeit von NOrZund ge- grundet.

Wie bekannt muf3 das astronomisch bestimmte Azimut zuerst wegen des Einflusses der Lotabweichung korrigiert werden, bevor es in Verbindung mit geodatischen Messungen benutzt werden kann. Die Korrektion ist

wo 4 die Breite, A, die astronomische und A, die geodatische Lange ist.

Durch diese Korrektion wird das Laplace-Azimut sowohl von Fehlern in der Langenbestimmung wie von Fehlern in der Azimutbestimmung selbst beeinflufit.

Zwei beobachtete Meridiandurchgange ( I = a - t ) geben die bekannten Gleichungen

( 2 )

Liingenbestimmungen.

im Meridian.

- (A, - Ax) sin $I ( 1)

G + K K = c -1i u + K' R = Z' - I'i .

l) AN 2 5 ~ ~ 0 5 (1934).

Hier ist u der Uhrstand, R das Azimut und i die Neigung. Weiter ist

K= sinz sec(4 - z ) /= cos z sec (4 - a)

wo die Zenitdistanz z positiv gegen Suden und negativ gegen Norden gerechnet ist .

Aus (2) erhalt man

I Z' - i sec4 I+------ K-K' K-K'

K K' u= --

~ + K ' s i n $ I 1 + K s i n 4 K - K' K- K'

L = h --zl sin$= I - C' + 2 2 tg+.

Der Einflufi der Neigung ist, wie Niett?amnzerl) gezeigt hat, von der Wahl der Sterne unabhangig und wird im folgenden nicht in Betracht genommen.

L ist der astronomische Teil des Laplace-Azimutes mit einem mittleren Fehlerquadrat

I + K' sin+)2 (I + Ksin4)2 m1,2 . nap+ -__ (4) K - K' Nach AZbrecht fiihren wir ein

wo p = u / b . Gleichzeitig denken wir uns die erste Beobachtung I als einen