ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. N2 3019.

~~

Photographische Messung der Sternhelligkeiten im Sternhaufen G. C. 4410. Von Max Mlol'

[Mit I Tafel.]

Von der Ansicht ausgehend, dass zur Zeit, wo eine photographische Himmelskarte entstehen soll, auch ein ge- ringer Beitrag nicht ganz werthlos sein konne, habe ich ver- sucht mit den schwachen mir zu Gebote stehenden Mitteln an einem Beispiel eine photographische Bestimmung der Sterngrossen durchzufuhren und zwar nach einer Methode, wie ich sie fur derartige Bestimmungen vorschlagen mochte.

Als Object wahlte ich den Sternhaufen G. C. 44x0, a = 1 8 ~ 2 1 ~ d = + 6" 30', in der Schlange. Derselbe geniesst auch den Vorzug, dass schon vorzugliche Grossen- schatzungen an ihm durch Herrn Valentiner vorgenommen wurden.*)

Dieser Sternhaufen wurde von mir zu verschiedenen Zeiten aufgenommen und vier der erhaltenen Platten sind im Folgenden benutzt. Unmittelbar nach jeder Aufnahnie wurde auf einer Platte derselben Emulsion eine gleich lang exponirte Aufnahme der Plejaden genonimen und die ent- sprechenden zwei Platten gleichzeitig und gleich lang im selben Entwickelungsbade hervorgerufen. Es zeigte sich, dass es nicht nothig war, Stucke derselben Platte zu benutzen, mi gleiche photographische Wirkung zu erzielen ; die nam- liche Ernulsion zu benutzen, genugt vollkornmen ; dagegen scheint es wichtig, die Entwickelung fur zu vergleichende Platten gemeinsam vorzunehmen. Die auf den Plejaden- platten erhaltenen Durchniesser der Sterne sollten nun mit denjenigen der Sterne des Sternhaufens G. C. 4410 verglichen werden.

Die Grossen der Plejadensterne werden als bekannt vorausgesetzt. Die Durchmesser einer Anzahl der Bilder dieser Sterne werden mit dem Mikroskop gemessen. Die so erhaltenen Zahlen in Skalentheilen des Mikrometerkopfes werden als Abscissen aufgetragen, hierzu als Ordinaten die als hekannt angenommenen Grossen dieser Sterne. Das Continuum der so erhaltenen Punkte liefert eine Curve, die den Zusammenhang zwischen Grossenclassen und Durch- messern der Sterne darstellt. Hat man nun eine Platte des zu untersuchenden Sternhaufens, die unter genau den- selben Bedingungen (gleiche Empfindlichkeit der Platten, Lufteinfluss, Expositionszeit, Hervorrufung) erhalten ist, wie die Plejadenplatte, so kann man niit den Durchmessern, die man auf dieser Platte frndet, in die Curve eingehen und unmittelbar die Grossenclassen fur die Sterne an ihr ablesen.

Es ist nun vor Allem die Frage zu entscheiden, was fur Grossenwerthe man fur die Vergleichsplatte (Plejaden-

*) Astron. Beob. d. Stw. mi Mannheim III, Karlsruhe 1879. Bd. 126

.-

platte) annehmen soll. Es ist bekannt, wie sehr die ver- schiedenen Skalen von einander abweichen, besonders bei den schwacheren Sternen. Die von Herrn Pickering ein- gefuhrte, mehr photographisch definirte Skala weicht noch mehr von den Werthen unserer Cataloge ab, als diejenige Herrn Charlier's. Letztere schliesst sich wohl, unter Zu- grundelegung der Function

m = a + b l o g D

noch am meisten den photometrischen Skalen an, und die von Herrn Charlier fur die Plejadensterne erhaltenen Grossen werden wohl beiden Richtungen, photographischer und photo- metrischer, bislang am besten genugen.")

Herr Charlier hat an Beispielen gezeigt, wie auch sonst schon bekannt ist, dass die Schatzungen der Durchmusterung viele Sterne unter der 9.5 Grosse noch in diese Grenze hineinzudrangen suchen. Andererseits scheint zwischen den Schatzungen der DM. und Herrn Charlier's photographischen Grossen eine geringe, systematische Abweichung derart vor- handen zu sein, dass bei schwacheren Sternen als etwa von 8m3 die Schatzungen der DM. die Sterne zu hell, bei helleren Sternen als 8?3 die Sterne zu schwach gegen Herrn Charlier angeben.

Rei der 4. und 3. Grosse scheinen sich beide Skalen einander abermals zu nahern.

Diese Abweichungen bewirken dann, dass man fur die hellsten und schwachsten, fur den Sternhaufen G. C. 4410 in Betracht kommenden Sterne ziemlich von einander ab- weichende Lagen der Curven erhalt, je nachdem man die Werthe der DM. oder die Charlier's als Ordinaten eintragt.

Um dies zu veranschaulichen, gebe ich hier die zwei Curven, wie sie sich in der beschriebenen Weise fur eine meiner Plejadenaufnahmen (I 83) ergeben. Die ausgezogene Curve giebt den Zusammenhang zwischen den Grossen Herrn Charlier's und meinen Durchmessern, die gestrichelte Curve denjenigen zwischen DM. und meinen Durchmessern. Die Punkte gehoren zu der ausgezogenen Curve, diejenigen fur die gestrichelte mussten, um Verwirrung zu vermeiden, weggelassen werden, doch ist eine Anzahl der in Betracht kommenden Grossenwerthe der DM. in der Tabelle auf pag. 301 angegeben.

Ich mochte hier bemerken, dass, wenn man auch die Werthe der DM. zur Construction benutzt, man ftir die

*) Charlier, Ueher d. Anw. d . Stemphotogr.; Publ. XIX d. Astr. Ges. Leipzig 1889.

13

299 301 9 300

zwischen Durchmesser und Grosse der DM. also auch kein hearer sein kann, wie ihn Herr Scheiner unter Benutzung der Lindemann- Pickering'schen photometrischen Werthe an-

Mattscheibe zwischen Platte und Releuchtungsspiegel kann iiberhaupt kaum gemessen werden.

Auch die Focussirung hat grossen Einfluss auf die nehmen zu konnen glaubt.*)

Andererseits scheint sich allerdings auch die Char- lier'sche Formel nicht geniigend dem Verlauf der photo- metrischen Grossen anzuschliessen. Jedenfalls ist aber sicher, dass je heller der Stern, um so mehr sich die Curve der Abscissenaxe parallel zu stellen sucht, wahrend sie fiir schwachere Sterne imnier steiler wird. Das hat zur Folge, dass ein Messungsfehler einen um so grosseren Einfluss auf das Resultat hat, je schwacher der gemessene Stern auf der Platte ist.

Da es nun ausserdem nicht wesentlich ist, welches Maass wir zu Grunde legen, so habe ich als Constanten die Grossen H e m Charlier's angesehen und auf diese die Helligkeiten im Sternhaufen G. C. 44 I o bezogen.

Die vier benutzten Plattenpaare besitzen die folgenden

Oct. 12

a 9

' 3 ' 3

- Daten :

Nr.

7 h 2 9 m I 5 0 m 0

I 30 30 I 40.0 40.0

I 48 , 59.0

'94 '83 I 68 ' I 5

192 181 166 '61

Zt. d. Mitte I8go I d. Aufn.

Plejaden : Oct. I 2 I 9h55m ' 9 I 10 41 ' 3 1 8 2 9 ' 4 1 9 0

G. C. 4410:

Dauer d. Anfn.

somo

5 9.0 40.0 40.0

Die Platten 194- I 68, 192- 166 sind mit dem Rein- felder-Refractor von 162- Oeffnung und ca. 260Cm Brenn- weite, die Platten 1 7 5 und 167 mit dem Steinheil-Aplanaten von 61- Oeffnung und 440m Brennweite hergestellt. Die Vergleichsplatte zu 167 vom selben Abend wurde aus Ver- sehen nur 38m exponirt, daher eine Platte (175) am folgen- den Abend hinzugenommen.

Die Platten 192 und 194 sind sehr gut. Fast ebenso gut 183 und 181, weniger gut 168 und 166.

Um die etwaige elliptische Gestalt von Sternen mog- lichst einflusslos zu machen, wurden jeweils die Durchmesser der Sterne in zwei zu einander senkrechten Richtungen gemessen. Die Platten vom Refractor wurden mit ca. 26- facher, diejenigen VON Aplanaten mit ca. 42 facher Linear- vergrtisserung gemessen. Die Vermessung geschah relativ sehr oberffachlich, htichstens 4 Durchmesserbestimmungen fUr den Stern, wahrend mindestens die doppelte Anzahl und zu verschiedenen Zeiten, wegen der aus einzelnen Eigen- thtimlichkeiten der Platten sich bildenden Voreingenommen- heit, gemessen werden sollte. Doch genilgt, wie ich glaube, die erreichte Genauigkeit dem vorliegenden Zweck. Sehr

*) Schcinu, Ueb. d. kst. d. Sterngr., A. N. 2884.

Scharfe der Sternrander. Jede Linse, photographische wie optische, hat die EigenthUmlichkeit bei einer bestimmten Focussirung nur Sterne von bestimmten photographischen Durchmessern mit scharfen Rilndern abzubilden. Unter einer bestimmten Grosse des Stern-Durchmessers sind die Rander verwaschen und in diesem verwaschenen Kreis ent- jteht ein kleiner ganz geschwarzter Kern. Wird der Durch- messer grosser, so wachst der schwarze Kern schneller als der Halo und ist ein gewisser Durchmesser erreicht, so hat er den ganzen Halo iiberdeckt: der Stern ist gleichmassig geschwirzt bis zum Rande, und man kann seinen Durch- messer rnit 5 0 - 60 facher Mikroskopvergrosserung messen. Bei weiterer Zunahme des Durchmessers bleibt dieser Zu- stand einige Zeit bestehen. WBchst aber der Durchmesser immer mehr, so greift ein neuer verwaschener Kranz iiber den geschwarzten Kreis hinaus und zwar mit grosserem Durchmesser immer mehr.

Rei guten photographischen Linsen sind nun die Gren- Zen, zwischen denen der Durchmesser liegen muss, damit der schwarze Kern den ersten Halo bedeckt erhalt, der zweite aber .noch nicht erscheint, ziemlich weit; je besser das Objectiv, um so mehr Grossenclassen uinfassen diese Grenzen, wenn wir namlich eine bestimmte Expositionszeit festhalten ; bei nicht photographischen Linsen nur wenige oder gar Bruchtheile einer Grossenclasse. Aus dem Gesag- ten erhellt, dass man ein Objectiv gegen die Platte so ein- stellen, focussiren, kann, dass bei gewisser Expositionszeit gewisse Grossenclassen am scharfsten werden. Davon habe ich ofter Nutzen gezogen, indem ich, wenn ich schwache Sterne aufnehmen wollte, so einstellte, dass filr deren vor- aussichtliche Durchmessergrosse der Kern gerade den ersteo Halo iiberdeckte. Es gelang mir so eine bis zwei Grossen- classen mehr zu bekommen, als bei Focussirung fitr Sterne mittlerer Helligkeit herauskamen.

Es scheint ferner, dass die beschriebene Grenze immer enger wird, f i r je schwachere Sterne man die Scharfe erreichen will. Meine Versuche hierUber sind aber nicht abgeschlossen.

Bei den oben beschriebenen Platten sind 194, 192 fir die 9 . 1 0 ~ ~ ~ 168, 166 fUr die 7.8b, 183, 181 filr die 9. 1ots Grossenclasse focussirt. Die Platten I 7 5 , I 6 7 (Aplanat) endlich fUr die gte und 9" Grosse.

Im Folgenden gebe ich nun die Werthe der Vergleichs- platten, mit denen die Curven hergestellt wurden. Ausser den dort gegebenen Sternen wurde zwar noch eine game Reihe hellerer und schwgcherer benutzt, es genilgt aber die Angabe der angemten. Die Sterne 5 , 6, 8, 9, 1 1 , 14, ' 7 , 25, 16s (Bessel) sind wegen starker Abweichung der Wirkungen auf Platte und Auge am besten iiberhaupt aus- zuschliessen. Auf die meisten von ihnen haben bereits die Herren Scheiner und Charlier aufmerksam gemacht.

Die Nummern der Tabelle sind die Bessel'schen, die eingeklammerten die C. Wolfschen. In Folge verschie- dener Grtinde konnten die Werthe nicht alle auf die Curven

fallen, wie man an der Figur sieht. Besonders wegen Herrn Charlier's und meiner Beobachtungsfehler mussten sie sich nur urn diese herum gruppiren. Daher bietet die fertige Curve schliesslich umgekehrt ein Mittel die Fehler auszugleichen und Mittelwerthe fur die benutzten Sterne daran abzulesen. Thut man dies, so erhalt man die in der Tabelle in den Rubnken m neben die zugehongen Durchmesser D geschrie- benen Grossenwerthe. Ihr Mittel findet sich unter W.. Daneben stehen die Grossen nach Charlier, Durchmusterung

I 33, 231 131 7, (3071, (296h (163)

von den Werthen Herrn Charlier's; da ausserdem bei allen diesen ausser (296), wo der Pickering'sche Werth ganz ab- weicht, auch bei Pickering dieselben Sprtinge angedeutet sind gegen die Charlier'schen Werthe, so nitissen wohl die letzteren in der Weise verbessert werden, dass sie sich der Columne W mehr anpassen. Der Stern (296) giebt uber- hauDt bedenkliche Sprunge, und sollte deshalb verfolgt

und Pickering. Besonders auffallend sind .die durchgehendi werden. auf allen vier Platten vorhandenen Abweichungen der Sterne

D __

385 369 3'5 328 309 - 279 299 322 267

302

273 248 253 2 ' 5

242 228 '95 '74 '7' '42 I44 I44 I 18 I ' I

119 79 104

'94 m

7.45 1.6 8.05 7 *9 8. I

8.3

8.5 8.2 8.4 8.65 8.6 8.95

8.7 8.85 9.2 9-35 9.45

9.85 9.8 9.8

--

-

8.25 8.0

10.15

10.3

10.15

10.7 5 10.35

D

408 389 330 341 379

356 3'5 322 348 295

3'3 282 267 278 2 40

272

258 222 211

206

166 1 7 1

171 162 I 28

'43 94

I 28

'83 m

7.35 7.55 8.1 8.0 8.2

___

7 3 5 8.25 8.2 7.9

8.25 8.6

8.65 9.0

8.7 8.85 9.25 9.35 94

9.9 9.8 9.8 9.95 10.35

I 0.8 I 0.4

8.45

8.75

10.2

Ple jaden .

D

~~

I 68 f l Z

-~

7.5 1.55 8.0 7.8 8.1

7.75 8.4 8. I 7.9 8.45

8.3

8.75 8.7 9.2

8.7 9.0 9.2 9.3 9.5

9-65 9.8 9.7 5

8.65

- 10.3

'0.35 - -

D

107 '03

99 90

82

93

96

I 0 0

87

84

86 79 79 79 67

69 71 61 60 56

42 43

41 46

36

35 24 34

7.5 . 7.6 7.9 7.8 8. I

7.1 5 8.4 8.2 8.0 8.35

8.5 8.5 8.5 8.9 5

8.2 5

8.8 5 8.8 9.2 9.2 5 9- 4

10.0

9.95

I 0.05 10.3

'0.35 10.8 I 0.4

9.85

- W

7.45 7.6 8.0 7.9 8. I

7.8 8-35 8.2 7.95 8.4 5 8.25 8-55 8.65 8.6 9 *o

8.1 5 8.85 9.2 9.3 9.4 5 935 9.85 9.8 10.05

I 0.3

I 0.8 10.4

10.2

- Ch.

7 *3 7.6 7.75 7.9 8.05

8. I 8.15 8.25 8.2 5 8.45

8.5

8.7

8.6 8.65

8.8

8.85 8.8.5 9.' 5 9.3 5 9.4

9.55 9.75 9.8 9.95 10.3

10.3 5 10.45 I 0.6

- DM. ~

7.5 7.9 7.8 8.0 8.4

8.0 8.5 8.2 8.2 8.5 8.0 8.6 8.8 8.9 9.0

8.5 8.5 9.2 9.0 9.0

9.5 9.5 9 .o 9.2

9.5

9.5

-

-

- P.

7.25 7.4 7.7 7.5 7-9

7.1 8.2 7.9 7-8 8.1

8.1

8.2 8.2 9.0

8.7 8.7 8.9

-

9- I -

9.3 9.5

I 0.3 9.8

' 0 . 2

- 11.0

10.8 .

Ebenso wurden die Durchmesser der zu obigen Platten gehorigen Aufnahmen des Sternhaufens G. C. 4410 gemessen. Zu den Durchmessern wurden dann aus den Plejadencurven die in der folgenden Tabelle neben die Durch- messer geschriebenen Grossenwerthe abgelesen. Die Sterne sind angentihert nach ihrer Helligkeit geordnet ; die Nummern dieser Folge stehen zuerst, dann folgen die Nummern Herrn Valentiner's ; letztere sind den Sternen auf der beigegebenen Tafel (Vergrosserung einer dteren Platte) ebenfalls beigeschrieben.") Die Durchmesser von Nr. 61 ab bei Platte 181 und I 92, ebenso von Nr. 5 I ab bei Platte I 66 und I 67 sind zwar ebenso gemessen wie die vorangehenden, wegen der schlechteren Bilder jedoch besitzen sie eher den Werth einer Schatzung als einer Messung. Die betr. Sterne liegen an der Grenze der Leistungsfahigkeit meiner Objective bei den angewandten Expositionszeiten.

*) Die Karte ist so gewendet, wie man sie fur die mikroskopische Messung braucht.

303

G. C. 4410 Plejaden

Hohendifferenz :

30' 9

G. C. 4410.

3502 4003 1 3 4 . 0

1.2 I 4.0 1 25.8 I 20.3

304

- Nr.

- Val.

- Nr.

- iral.

181 166 '67 181 166 167 m

7.7

8.2 8.6 8.8

8.8 8.8

9.2

9.1 9. I

9.3 9.3 9.3 9.5 9.5 9.3 9.5 9.6 9.7 9.7 9.7 9.7 9- 7 9.8 9.8

-

8.3

8.9

8.9

8.9

9.9 9.9 9.9 9.9 9.9

10.0

10.1

10.1

9.9

9n m m m m m ??Z - 9.7 9.5 9.7 9.8 9.6 9.6 9.9

9.9 10.0

- 10.0

9.9 9.9 9.9

1 0 . 2

10.0 -

10.1 -

10.1

I 0.4 10.4 I 0.4 I 0.6 10.6 10.7

I 0.6 10.8 I 0.6 10.7

-

10.2 -

I 0.9 - -

D D D D D

I37 I34 130

I 24 I 26 1 1 7 "3

.__

I 2 1

111

I02

' 07 '03 99 97 96 97 96 94 85 89 87 84 82 85 73 80 78 79 85 7 3 7 0 7 2 66 64 50 37

D B D

I

2

3 4 5 6 7 8 9

I 0 I1 1 2

'3 I4 '5 16 'I 18 '9 20

2 1

2 2

23 24 2 5 26 2 7 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37

I

I2

47 9

'9 58

5 46. 14 I 3

3 57

2 1

2 2 I 1

36 2

4 31 43

7 24 50 44

45 51 56 29 39

8 6

54 49 42 55

I 0

2 0

7.4 8.0 8.0

8.6 8.8 8.8

8.8

9.0

8.3

8.7

8.9

8.9 8.9 9.0 9.2 9.2 9.3 9.3 9.3 9-4 9.3 9.5 9.5 9.6 9.5 9.5 9.5 9.6 9.5 9.7 9.8 9.8 9.9 9.9 9.9 9.9 9.9

368 307 317 282 266 255 2.50

262 2 5 1 224 241 234 237 216 216 2 1 5

198

I94 187 I 80 179 185 185 '85 176 '75 167 '65 161 I 68 163 ' 5 7 '47 1 5 2 I 62

2 0 1

2 1 2

307 257 254 236 230 2 0 7 224 206 208 '93 198 I99 I97 '93 I80 190 '65 '63 176 I 68 '59

'55 I59 I44 1 5 0 I49 129 '35 '34 I33 1 2 5 129

I 26 124 126

-

I 2 0

6.8 7.4 7.5 7.7 7.8 8.1 7.9 8.2 8. I 8.3 8.3 8.3 8.3 8.3 8.5 8.4 8.7 8.8 8.6 8.7 8.8

8.9 8.8 9.1 9.0 9.0 9.3 9.2 9.2 9.2 9.4 9.3 9.5 9.4 9.4 9.4

-

" 5 99

94 90 89 85 87 85 79 82 76 76 81 7 0 7 2 7 1 73 I '

I 0 0

69 63 60 59 7 ' 61 66 62

60 61 54 61 58 47 5 8 5 4 56

56

7.2

7.8 7.7 8.0 8. I 8. I

8.2 8.3

8.3 8.5 8.4 8.6 8.6 8.4 8.8 8.8 8.8 8-7 8.8 8.9 9.1 9.2 9.3 8.8 9.2 9.0 9.1 9.4 9.2 9-2 9.5 9.2 9.3 9.8 9.3 9.5 9.4

38 39 40 4' 42 43 44 45 46 4.7 48 49 50 5' 5 2 53 54 55 56 5 7 58 59 60 61 62 63 64 65

67

,69

66

68

7 0 7 1 7 2

73

52 ' 5 16 I 7 28

I 8 32 59 3' 67 4 1 30 2 7

2 5 33

38

63

65

2 IP

34

408 23 68 60 69 35 66 26 64 7 0 40 62 61 48 53 7 '

9.9 9.9

10.0

10. I 10.1

10.1

10.2

10.2

I 0.3 I 0.4 10.3 10.4 I 0.4 10.5 10.5 10.5 10.5 10.5 10.7 I 0.6 10.6 10.7 10.7 10.7 10.9 10.7

10.8 I 0.7 I 0.9 10.9 I 0.9 I 1.0

I 1.3 I 1.7

10.8

1 I . C

148 140 '37 '5' 150 '30 I '9 I 08 114 1'3 117 96

'05 X I 0 I 1 2

'07 98 88 9' 95

90 85

85 67

84 89 79 60 7 7 76 18 46 46 46

81

40

10.1

10.2

10 .2

10.1

10.1

I 0.3 10.5 10.6 I 0.6 10.6 10.5 10.8 10.7 I 0.6 I 0.6 10.6 10.8 I 0.9 I 0.9 10.8

I 0.9 I 1.0

11.0

11.2

11.0

10.9 I 0.9 I 1.0

11.3 11.1

11.1 11.1

I 1.6 I r,6 I 1.6 11.8

109 "5 113 I08

1 0 7

96 94 92 87 79 84 88 85

I I 2

- 86

7 7

80

74 66 66 64 61

63 66 55 60 78 40 40

-

-_

65

-

- -

9.6 9-5 9.6 9.6 9.6 9.7 9.8 9.8 9.9

10.1

10.0

10.0 10.0 - 10.0 -

1 0 . 1

- 10.1 10.3

ro.3 10.3 I 0.3 I 0.4

I 0.3 I 0.3 I 0.5 I 0.4

I 0.6 10.6

10.2

-

10.1

- -

48 54 50 46 5 2 5 2 44 42 44

43 44 44 44 38 43

40

40 34 33 33 28 28 2 7

29 25 30 26 38

-

-

-

-

- 2 2 - -

Auf den ersten Blick ergiebt sich scheinbar eine recht schlechte Uebereinstimmung. Sieht man aber niher zu, so findet man, dass die mittleren Differenzen ziemlich constant sind, namlich

PI. 192 - Pi. 181 = ca. -om; PI. 192 - P1. 166 = +0.5 PI. 192 - PI. 167 = +0.4.

Sinn und Grosse dieser Differenzen sind nun aber ganz naturgemass zu erwarten, wenn wir nur beachten, bei welchen mittleren Hohen iiber dem Horizont die verschiedenen Platten aufgenommen wurden. Dies zeigt die folgende Zu- sammenstellune.

Y

181 166 '67 I 168 I I f 5 Platten: [I 1

ein Durchmesser von I I 5 Sk., das zweite ma1 mithin ein kleinerer wegen der grosseren Absorption der Atmospharz, also z. B. 100 Sk. ergeben. Dann ist klar, dass man fiir den in fester Hohe gedachten Sternhaufen aus der ersten Ver- gleichsplatte f i r I I 5 Sk. die 10. Grosse, aus der zweiten Vergleichsplatte aber flir dieselben I I 5 Sk. eine vie1 hellere als die 10. Grosse, z. B. die 9.5 Grosse entnommen hatte. Bei hoherem Stande der Plejaden werden also die Sterne des Sternhaufens schwacher gefunden, bei niederem Stande der Plejaden aber heller.

Vergleicht man nun obige Hohen, so sieht man, dass bei 181 die Sterne am schwachsten, bei 192, 167, 166 die Sterne und zwar in dieser Reihenfolge heller gefunden werden miissen. Das findet aber thatsiichlich bei obigen Durchmesser- resp. Grossen-Reihen statt.

Nun sind glucklicher Weise die Platte 192 und ihre Vergleichsplatte 194 nahezu bei gleicher Hohe aufgenommeo. Da bei ' der Hohendifferenz 4 O die Grossenunterschiede nur hochstens 0.2 Grossenclassen betragen, so kann man die Hohendifferenz 102 vernachltissigen.

Darnach giebt aber, von Beobachtungsfehlern abgesehen, die Platte I 92 die richtigen Grossenwerthe. Die tibrigen Platten geben die durch die wechselnde Absorption der Erdatmosphare veranderten Werthe. Wollen wir dann die Werthe der tibrigen Platten mit denen von 192 vereinigen, so haben wir nur die mittleren Differenzen der Werthe dieser Platten gegen Platte 192 an ihre Werthe anzubringen, um die auf gleiche Hohe mit den Vergleichsplatten reducirten Grossenwerthe zu erhalten. Dies sind dam, abgesehen von Beobachtungsfehlern, ebenfalls richtige Grossen- werthe und man karin sie mit denen von 192 durch Mittelnehmen vereinigen. Dabei ist naturlich vorausgesetzt, dass der Zustand der Atmosphare fur die entsprechenden Platten der namliche war. Es ist so

bei Platte 181 im Mittel om2 abzuziehen D > 166 2 D 0.5 zuzuzahlen B .I 167 2 v 0.4 3

8.6 I 8.3 8.7 I 8.4 9.0 ~ 8 5 8.6 8.5

So bin ich in der folgenden Tabelle vorgegangen. Die Bedeutung der verschiedenen Rubriken ist klar; nur habe ich noch die Columne W, hinzugefugt, welche die aus 18 I - I 83 abgeleiteten Grossen angiebt, wenn man zur Ver- gleichscurve statt der Charlier'schen Grossen diejenigen der DM. zu Grunde legt; sie sind auch auf gleiche Hohe reducirt. Wegen ihrer Qualitat sind beim Mittelnehmen die Platten 1 9 2 und 181 bevorzugt.

8.6 8.9 9.1 8.8

- Nr.

_ _ I

2

3 4 5 6 1 8 9

10

11

I 2

'3 I 4 15 16 1 7 18 19 2 0

2 1

22

2 3. 24 2 5 26 2 7 28

9.2 I 8.7 8.6 1 8.6 9.2 I 8.7 9.2 ! 8.6

I I ial. 1 DM. 1 a 1875.0

9.0 8.6 9.0 9.0

I I -

9.3 9.1

9.5 9.1 9.0 1 9.1

1 ;::

2 2 1 7 . 5 2 0 48.8

19 I 3782 2 1 33.8 2 2 17.4

2 0 47.2 2 2 34.4

9.3

9.2 9.4

9.0

9.0

2 2

I 1

36 2

4 31 43

7 24 50

44

45 5'

1 0

20

3186 3756 3178 3165

3788 3781 3771 3750 3774

3184 3719

-

3198

3796 3803

2 1 42.3 2 0 28.6 2 1 24.0 2 0 54.9 20 j8.1 2 1 49.1 2 1 33.5 2 ' 7.9 2 0 17.9 2 1 15.2 2 2 18.2 2 1 40.6 2 1 26.1 2 2 13.0

18 2 2 29.6

d 1875.0

+6' 21 ' 4"

- -- - -. . - -

6 26 43 6 45 24 6 24 44 6 2 1 27 6 2 0 13 6 28 31 6 18 5 j 6 42 43 6 28 1 2

6 2 7 5 2 6 2 0 18 6 41 11 6 2 2 51 6 2 7 ' 9 6 30 54

6 3' 29 6 34 28

6 2 5 74

6 38 46

6 41 25 +6 48 35

6 2 0 4 1 6 2 1 32

6 24 1 1

6 2 0 51

6 31 5 2

6 28 26

Reducirte Grossen 192(8r I 166 1 167

8.2

8.3 8.4 8.2 8 4 8.6 I 8.6 1 8.3 I 8.5 8 8 8.1 I 8.6 8.5

- _-

8.8 I 8.6 8.4 8.7 8.6 8.7 8.8 1 8.7 8.6 8.9 I 9.0 8.8 9.0 8.7 8.8 8.9 8.9 1 8.8 8.9 8.9 8.8 9.0 9.1 I 8.8 9.2 9.1 1 9.0

9.3

- Mittel .- -

7 . 5 8. I 8.0 8.4 8.6 8.7 8.7 8.6 8.1 8.9

8.9 8.9

8.8

9.0 9.2 9.' 9.3 9.3 9.2 9.3 9.4 9.5 9.5 9.5 9.5 9.5 9.5 9.6

307 301 9 ~

Val. 1 DM. 1 a 1875.0

56 3748 1 8 ~ 2 0 ~ 5f5 29 3764 20 49.4 39 3194 2 2 9.1

8 3158 2 0 39.4 6 3171 2 1 20.8

49 3193 2 2 1.5 42 3802 2 2 30.1

5 2 - 2 2 38.7 ' 5 - 20 28.1 16 3755 20 26.7 11 - 20 286 28 3159 20 41.2

I 8 - 20 22.1

32 - 2 1 40.2 59 - 21 15.3 3' - 2 1 16.0 61 - 2 0 35.6 4 1 - 2 1 55.3 30 - 20 50.0 2 7 - 20 26.8 2 5 - 20 27.1

33 - 2 1 38.1 21a - 2 1 32.4 38 3795 2 2 9.8 34 - 20 7.5 63 - 2 2 8.6 408 - 2 2 I 5

23 - 2 1 9.9 68 - 2 1 7.2

60 - 2 1 38.7 69 - 2 1 15.6 35 - 2 1 8.1 66 - 2 6 9.2 26 - 2 0 25.4

2 2 16.7 64 - 1 7 0 - 2 1 32.3

40 - 2 2 15.4 62 - 2 1 53.3 61 - 20 19.5 48 - 2 2 33-3 53 - 2 2 25.8 1 1 - 18 2 1 27.8

54 3785 2 1 41.3

55 3149 20 1.4

65 - 2 1 54.4

Nr. ~

29 30 3' 32 33 34 35 36 31 38 39 40 41 42 43 44 45 46 41 48 49 5 0 5' 5 2 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65

61

69

66

68

7 0 7' 7 2

13

DM. 1 9.4 9.5 9.4 9.5 9.5 9.5 9.5 9.5 9.4 - - 9.4

9.5 -

- - - - - - - A

- - -

9.4

-

.-

-

- - - - - - - - - - - - - - - -

W, I Val.

9.3 9.6

9.3 9.8 9.3 9.8 9.3 9.6 9.4 9.7 9.5 9.7 9.4 10.0

9.3 9.8 9.5 10.0 9.5 10.0

9.6 10.0

9.4 10.0

9.7 10.3 9.9

- 10.5

9.9 - 10.5 - I 0.5

I 10.4 - 10.4 - I 0.6 - 10.8 - 10.5

9.3 9.1

9.4 9.8

-

-

- - - 9.8 - 10.4 - 10.9 - - - 10.2

- 10.8 - 10.6 - I 0.8 - 10.0 - 10.2 - I 0.6 - 10.4 - 10.9

- 10.9 - 10.8

- 10.7

- 10.2

- 10.2

- 11.1

d 1 8 7 5 . 0 192

9.5 9.7 9.8 9.8 9.9 9.9 9.9 9.9 9.9 9.9 9.9 10.0

10.1

10.1

10.1

10.2

10.2

10.3 10.4 10.3 10.4 10.4 10.5 10.5 10.5

10.5 10.5 10.7

10.6 10.6 10.1 10.7 10.7 10.9 10.7 10.8

10.7 10.9 10.9 10.9 11.0

11.0

11.3 11.7

10.8

+6O 31' 41" 6 16 36 6 26 9 6 20 o 6 I9 45 6 45 2 1

6 29 5 '

6 46 45

6 26 44

6 '5 56

6 24 55 6 34 30 6 2 5 4 6 44 44 6 2 7 I4 6 23 38 6 18 53

6 31 5 1

6 32 10

6 2 8 10

6 26 10

6 16 38

6 2 7 2 2

6 2 2 32 6 26 31 6 28 31

6 23 51 . 6 18 46

6 20 5 2

6 29 41

6 34 23

6 45 5 0 6 36 42 6 41 I4 6 30 '3 6 19 2 2

6 18 36 6 16 26 6 48 25 6 30 49

6 36 39 6 40 24 6 4 6 I 1 +6 16 32

6 2 1 16

I 181 1 166 1 167

9.7 9.7 9.6

9-7 9.9 9.6

9-1 9.7 9.6 9.7 9.1 9.9

9.1 9.7 9.1 9.8 10.0 10.2

9.9 9.9 9.7 9.9 9.9 9.9 9.7 9.9 . 9.8 9.9 10.1 10.1 10.0 10.0 9.9 10.0 ro.1 10.1

9.9 10.1 10.2

9.9 10.1 10.0

10.3 10.3 10.3 10.4 10.3 10.4 10.4 10.4 10.3 10.4 - - 10.3 10.5 10.4 10.6 10.5 10.3 10.5 10.5 10.3 10.4 10.5 10.3 10.4 - 10.6 10.4 1 0 . 5 10.4 10.6 - - 10.7 10.6 1 0 . 5 10.1 - ro.6 1 0 . 6 10.5 10.8 10.8 10.8 10.7 10.1 10.8 10.8 10.8 10.8 11.0 10.8 11.0

10.8 10.8 I 1.0

10.7 10.9 1 1 . 1

10.7 -

11.1 10.8 11.2

10.9 . 11.0 11.0 10.9 10.9 11.1

10.9 10.6 10.6 11.4 1 1 . 1 - 11.4 11.1 11.3 11.4 - 11.6 - -

10.1 10.2 10.0

-

- 10.8 1 10.8 11.0

-

Mittel

9.6 9.7 9.8 9.1 9.8 9.9 9.9 9.9 9.8 9.9

10.0

10.0

10.0 10.0

10. I'

I 0.3 10.4 I 0.4 I 0.4

1 10.3 , 10.4

10.4 I 0.4 I 0.5 10.4 I 0.6 10.6 10.7

' 10.8 I 0.7 10.8 I 0.9 10.9

I 10.1 10.8 I 0.9 I 0.9 I 0.9 10.9

! 10.6

~ 10.8

11.2

11.2

I 1.4 I 1.6

Die Werthe der hellsten Sterne von Hm. Valentiner resp. der Durchmusterung stimmen schlecht mit den photo- graphisch abgeleiteten iiberein, auch bei Zugrundelegung der Durchmusterungswerthe fiir die Plejaden. Den Grund vermag ich nicht zu erkennen. Herr Valentiner hat sich an die von der DM. gegebene Grosse des Sterns I ange- schlossen, daher die nothwendige Uebereinstimmung zwischen Herrn Valentiner und DM. Bei den schwacheren Sternen hat sich aber Herr Valentiner offenbar vom Einfluss der DM. freizuhalten gewusst. Dort stimmen auch die photo- graphischen Werthe gut mit den seinigen uberein.

Es eriibrigt noch diejenigen Sterne anzufuhren, bei denen ein grosserer Unterschied zwischen Ocularbeobachtung und photographischer Bestimmung zu bemerken ist.

Resonders in die Augen springend ist die Abweichung von I I - ich benutze die Valentiner'schen Nummern - . Er steht ganz nahe bei 14. Im Fernrohr erscheint I I auf den ersten Blick heller als 14. Herr Valentiner giebt 11 = 8?6

und 14 = 9mo. Umgekehrt erkennt man schon auf der beigegebenen Tafel den Stern 1 4 heller als I I. Wie die Messung ergiebt, ist 1 4 photographisch um 0?3 heller als 11, und 1 1 ruckt uni om6 herunter in der Skala.

Auffallende Abweichungen zeigen ferner die Sterne :

371 501 44, 45, 18, 59, 38, - 34, 23, 35, 66, 64, 401 48,

die heller fur’s Auge als fur die Platte sind, und die Sterne

2 7 , 25, 63, die schwacher fur’s Auge als fur die Platte erscheinen.

Die Sterne 62 und 64 sind vielleicht veranderlich, doch kann ich Sicheres hieruber bis jetzt nicht aussagen ; sie sind fast zu schwach fur meine Hulfsmittel.

Als Resultat der vorliegenden Untersuchung mochte ich aussprechen : erstlich, dass es moglich ist, selbst mit gewohnlichen Fernrohren brauchbare photographische Grossenbestimmungen zu machen ; dann, dass die Absorption der Atmosphare doch ziemlich betrachtlich sein wird, weil in einer mittleren Hohe von iso bis 40° ein Hohenunterschied von 2 5” bei obigem Verfahren einen Helligkeitsunterschied von einer halben Grossenclasse bewirken kann.

Heidelberg 1890 Oct. 24. M. Wolf:

Note sur un appareil qiii donnerait les variations de la latitude. On sait que dans les cercles meridiem on ne peut

pas se fier A la constance du point nadiral sur le cercle divist dans le cours dune seule soiree d’observation. Cet assemblage d’acier et de bronze n’est pas un systbme ab- solument rigide et il est en outre sujet a toutes les vicissi- tudes de la temperature. Par exemple le cercle meridien Reichenbach-Heurtaux que j’ai en usage depuis I 882 donne dans les soirees froides d’hiver, un dkplacement du point nadiral de presque 3’’ en 5 ou 6 heures.

Cela pose, il est evident que si on voulait Ctudier les variations de la verticale (si elle varie) au moyen d‘un tel instrument, il faudrait faire prealablement I’etude des effets de la temperature et du maniement prolonge; ce qui est presque impossible.

J’ai imagine l’appareil suivant que j’ai commence A construire et dont je publie les idees principales afin que, si je ne reussis pas A le completer, il soit fait par d’autres qui surmontent mieux que moi les difficult& que je crains de rencontrer.

Supposons de disposer d’une localit6 qui presente la surete contre les perturbations dues A :

I’oscillation des batiments en masonnerie ; I

20 les variations brusques de temperature ; 30 les rayons du soleil; 4O les vibrations du sol;

et dans cette localit6 sur le roc nature1 blitissons un support en briques dans le sens du meridien. Mettons sur ce

*) Je sais que M. d‘Abbadie a fait des observations sur 1;

Capodimonte I 890 Decembre. d’observer.

support une lunette fixe de long foyer et une lunette qui flotte sur le mercure, l’une tournee contre I’autre avec les distances focales reglees pour I’infini. Ces deux lunettes auront chacune un fil horizontal inamovible et celle qui est fixe, un micrombtre en hauteur qui mesure la distance des deux fils dans le champ de la lunette. Tant que la verticale ne variera pas, ies deux images des fils horizontaux con- serveront leur distance, mais si cette direction vient 21 changer, la distance des deux fils variera et on pourra en mesurer les variations, si le grossissement est assez fort.

On pourrait aussi mettre les deux lunettes fixes et faire flotter sur le mercure (dispose verticalement) un miroir plan, argente sur la premikre face. En ce cas l’angle de variation serait double, mais il y a a craindre I’imperfection des images.

I1 y a beaucoup d’imperfections techniques A vaincre et entre autres il faut pouvoir mesurer directement les dixikmes de seconde au moins. I1 faut que le corps flottant, lunette ou miroir, flotte librement quoique sans variations d’azimuth signifiantes. I1 faut que I’image dont on mesure la distance verticale au fil horizontal de la lunette fixe, soit strictement lineaire si elle vient d’un fill ou un point Iumi- neux si elle vient d’un trou etc.

En cas que l’appareil fait par moi ou par d’autres rkussisse A donner ce que j’en attends, on pourra etudier journellement les variations de la verticale comme on fait les observations meteorologiques et magnCtiques.*)

rariation du Nadir, mais je le cite, sans savoir toutefois sa matliere

A. Nabice.

BeneMnng kleher Planeten. haben die folgenden Namen erhalten :

Verschiedene von Dr. J. Palisa in Wien in der letzten Zeit entdeckte Planeten

(292) Ludovica, entdeckt 1890 April 2 5

(295) Theresia, entdeckt 1890 Aug. I 7 KY.

I (290) Bruna, entdeckt 1890 M&rz 20 (291) Alice, entdeckt 1890 April 2 5