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ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Photometrische Untersuchungen
1. Die nachstehenden Beobachtungen geschahen niit einein Grafichen Vergleichskeilphotometer ') am 6-Zoller der Bonner Sternwarte von 1920 Marz bis 1921 April. Brennweite des Instruments 1.98 m, Vergronerung 45mal. Zur Erzeugung der kunstlichen Sterne diente eine 2 -Voltlampe rnit einem grofieren Akkumulator. Der Nullstellung des Keils entspricht dann etwa ein Stern 5" bei direktem, om bei indirektem Okular. Der Photometerkeil, von Steinheil, wurde wie folgt untersucht: a) die Grafichen Praesepesterne 2, wurden in 3 Gruppen geteilt, deren jede Sterne aller Gronenklassen enthielt. Jede Gruppe wurde mehrfach durchgemessen. b) In gleicher Weise wurde bei den Plejaden verfahren, wo die MiiZZer-Kempfschen Sterne ') in eine gronere Keihe ortlich begrenzter Gruppen geteilt wurden. Hier wurde sowohl rnit direktem wie indirektem Okular gearbeitet. c ) Aus der P. D. und den Fundamentalsternen fur die Photometrie der Polkalotte4) wurden in der Nahe von ,d Ursae minoris zweimal I 2 Sterne 2" bis 9m5 gewlhlt, und diese PSequenzenc mehrfach direkt wie indirekt durchgemessen. Fur die Keilkonstante erhielt ich so:
praesepe direkt 68 omr579fOmoo14 w . ~ . mm 32 mm Objekt Art n K
Plejaden 39 0.1576 14
Polsterne direkt 36 0.1 649 29
Wesentliche Unterschiede zeigen die einzelnen Reihen nicht. Zusammenfassung unter Beriicksichtigung der w. F. ergibt:
direkt om1585fomo010 w.F. indirekt 0. I 5 59 I 2
Praesepe 0. I 5 7 9 14 Plejaden 0.1 580 9 Polsterne 0. I < < < 2 0
- 35 )) indirekt 34 0.1582 I 2 2 2 53
2 5 5 ) )) indirekt 52 0.1546 O9 5 3
Band 214. Nr. 51 35. 23,
von Nebelflecken. Von J. Hopmann. Holefschek suchte ))die AuffAlligkeit, Wahrnehmbarkeit oder G e s a m t h e l l i g k e i t eines Objektes durch Betrachtung rnit den schwachsten optischen Mitteln rnit der Helligkeit von Fixsternen vergleichbar zu machen . . ., also die Nebel in die Helligkeitsklassen der Fixsterne einzureihenc . Diese Arbeit ist die Grundlage fur die vorliegende. Die Aufstellung des Reobachtungsprogramms geschah nach folgenden Gesichts- punkteii: a) Die Objekte sollten als Sterne oder rnit der Bezeichnung ,neb* in der B. D. stehen. b) HoZetschek sollte nicht nur die geschatzte GroOe, sondern auch eine oder mehrere Vergleichungen mit bestimmten Nachbarsternen geben, d. h. fur die Helligkeit sollte im allgemeinen eine Art Stufenschat- zung vorliegen. Meine Aufgabe war dann die photometrische Messung der Vergleichsterne, fur die NoLfschtk nur Schat- zungen oder die BD-GroOen hatte, die also besonders unter 9m sehr unsicher sind. Neue Vergleichungen nach Art der Wiener geschahen nicht, da letztere mir bei der jahrzehnte- langen Ubung Hoktscheks auf diesem Gebiet und dem ver- wandten der Kometenhelligkeiten die sicheren zu sein schienen. Neben den Vergleichsternen habe ich, wo es moglich schien, die Kernhelligkeit gemessen, doch sind diese Ergebnisse natur- lich vom Instrument und der benutzten Vergronerung besonders abhangig. - Die Beobachtungsart war folgende: Zu jedem Nebel und seinen Vergleichsternen suchte ich zwei henach- barte, miiglichst diametral gelegene PI) - Sterne als Anhalt. Einer von diesen wurde zu Beginn, einer zum SchluO jedes Satzes beobachtet. ~ 1 1 ~ Objekte wurden viermal eingestellt. zU jedem Satz durchschnittlich I Minuten D~~~~ (ein- schlienlich Identifizierung usw.) gehorten so 2 Anhalt-, 2 bis 4 Vergleichsterne und der Nebel. Benachbarte Nebel wurden meist in einem Satze zusammen rnit ihren Vergleichsternen erledigt (z. B. NGC 2 0 5 u. 2 2 1 ) . Jeder Nebel usw. wurde mindestens an zwei verschiedenen Abenden gemessen. Die
2. Photonietrische Untersuchungen uber Nebelflecke gibt es bis heute nur wenige6). Den ausgedehntesten Beitrag gab r. Holefschek'). Hier fanden die Beobachtungen an einem 6-Zoller von 2.5 5 m Brennweite bei 6omal. VergroOerung und dem zugehorigen I .4-zolligen Sucher (4 I cm, I 3 mal) statt ".
"I"
geleitet "). I%e Spalten 6). und ?) finden spater ihre E r k k n g , 8) gibt die Klasse des Nebels an, ob planetarisch oder vom Typus der Spiralnebel. 9) enthalt die Nr. der zum Schlufi der Liste stehenden Bemerkungen.
Aus den hier der Raumersparnis halber nicht mitge-
Die direkten und indirekten Reihen, die sich auf etwas ver- schiedene Teile des Keils erstrecken, zeigen keine merkliche Fehlerwelle des Keils an. Jede der 3 Sterngruppen stellt ein photonietrisches System dar, die aber nach Ausweis dieser Beobachtungen vollig homogen sind, wie es naturlich auch bei ihrer Anlage beabsichtigt war. Ich habe daher das Mittel der letzten 3 Werte, unter Beriicksichtigung der w. F., als endgultige Keilkonstante angenommen, und zwar om I 5 7 7 f o?ooo4.
nachstehende Tabelle I enthalt das Ergebnis der Beobach- tungen in moglichst gedrangter Form. Die einzelnen Spalten geben: I ) .Nr. des Nebels im NGC. 2 ) Nr. der Anhaltsterne aus der P.D. 3) BD-Nr. der Vergleichsterne bezw. kurze Ortsangabe in bezug auf den Nebel; ferner N, falls der stern- artige Kern des Nebels gemessen wurde. 4 ) Die (hone der Objekte unter 3) als Ergebnis meiner Messungen. Aus den z. T. weitlaufigen Angaben von Holefschek wurde sodann mittels 4) die Helligkeit des Nebels in GroOenklassen, Spalte s), at)-
') AN 5009 (209.269). ') AN 3587-88 (150.193). ') Zeitschrift ftir Instrumentenkunde. 19 15.
'1 AN 4357 (182.197). 7 Vergl. Scheimr, Populare Astrophysik, S. 5 7 1 , Wirte AN 4883 (204.189) und die dort angegebene Literntur. ') Annalen der Wiener Sternwarte 1907. ') Auch rnit den PD-Sternen, Spalte z), bei einigen helleren Objekten.
6, Meist unbequeme Korperhaltong.
') Nach dankenswerter brieflicher Mitteilung yon Herrn ZfoZc./srlrrk.
28
42 7 5 '35
9mI5
9.15 9.04 9.84
10.57
9.47
9.18 10.37 I 1.86 9.43 9.1 2
10.91 1.44 7.62 7.12 8-1 9 8.84 9.08 8.8 I
10.50 11.02
teilten Einzelwerten fh die Helligkeiten der Vergleichsterne ergeben sich folgende w. F. einer Beobachtung:
von bis ** w. F. > 8mo 9 forno72
8mo 8m5 24 096 8.5 9.0 29 I I4 9.0 9.5 38 I34 9.5 10.0 30 I 18
10.0 10.5 2 0 141 10.5 11.0 I9 '45 11.0 11.5 2 2 2 00
< 11.5 2 1 I 62 Insgesamt aus 2 I 2 Sternen : f om133. Folgendes miigen wohl die Ursachen fiir diese ziemlich hohen Betrage sein: a) Die Reihe ist meine erste photometrische; dazu kommen die oft unbequemen Arbeitsbedingungen in der kleinen Kuppel. b) Das mangelhafte, dem Photometer beigegebene Okular, eine einfache Linse, die bald .auUerhalb der Achse nur noch un- scharf zeichnete. c) Fur die HBlfte der gemessenen Sterne war der 6-Zoller zu klein. Als Vergleich sei angeflihrt, daO Gray am Hamburger 60 cm-Refraktor mit einem gleichartigen Photometer folgende w. F. hat: Aus 30 Sternen l) I zLP5-14m2 &-om091 (9m6-11911 entsprechend f& einen 6-Ziiller), aus 23 Sternen2) 14m4 &om110 ( 1 1 m 5 entsprechend fiir einen 6-ZtilIer). Immerhin ist auch rneine Genauigkeit (w. F. ftir den einzelnen Vergleichstern, bei mindestens zwei Beobach- tungen desselben, f om09 5) in Anbetracht des ganzen Problems m. E. viillig ausreichend, wie auch das folgende zeigt.
T a b e l l e I.
9m25
8.85
5.00
7.00
10.57
9.81
10.23
9-13
8-31
8.71
- PD
3'0 403 3'0 403
- -
944 98 I
953 1024 '552 1629
3332 3358
3408 3341
3532 3559
~~
Verg1.-St BD-Nr.
40'142
40 '45 40 '49
N
'5 241
50 326
38 533 pr. austr,
N 34 1013 34 I 0 7 5
N 21 892 2 1 899 2 2 922 2 2 924
i- 0 I I 7 C
i- 0 1 1 7 1
- 0 1073 Nl f%
Nebelflache
120x120
156 108
, 2 0 0 180c
480 480 i240 324c
87 42
360 78
180 180
360 240
360 240
- Inten sitiit
19.3
19.2
- -
22.5
24.3 23.1
18.1
20.1
20.7
20.8
20.8
- I
S
S
- -
S S S
P
S
S
P?
S
- ! s I
I
2
3 4
5
6
1
NGC
2392 - -
2403
2841
2903
3031
3034
311:
3351
3361
331!
3381
341:
348!
352:
358:
362:
362:
362i
405
4121
PD -- - 4560 4583
4604 46-20 5496 5529
5581 5603 5752 5835
5 1 5 2
994 991
6108
5835
6139
6139
6139
6139
6108
6108
6108
6186 6261 6186 6261 6252 107 I
632c 6367
6378
637 1
6371
6318
6385 6394
6661 6706 6685 6748
Verg1.-Stc BD-Nr.
20'1820 2' '597 21 1610 2 1 1614 2 1 1616
N 65 516 65 511 5' 1497 5' 1499
N
2 2 2098 2 1 2044
69 542 69 545 69 5 5 0 69 552
N 69 542 69 544
- 6 3066 - 7 2954
N 12 2247 12 224E
N 12 2257
N '3 2303
N 13 230s
14 230C N
14 2326 N
i- o 274c 0 2741 0 2734
55 145: 5 5 144: 56 I ~ I C
73 238: 14 231 1
r4 237: '3 2'391
13 23% I 3 2404
N 19 2441 19 244:
N 45 198t
65 810 N
n Gr. - - 89167 8.3 2
8.44 1.93 9.42
ro.29 8.49 9.18
8.29 t 2.08
9.15 8.88 8.30 8.02
8.10 10.94 8.30 9.26 8.88
10.83 11.19 10.42 12.31 9.9 3
I 1.68 9.6 2
I 1.5 5 10.1 3
"a41
8.33
11.00
I 1.06 I 1.59
11.54 10.56 8.64
10.28 9.46 8.48 9.02 10.56
10.04
8.68 8.1 5 9.8 5
I 2.03
10.8~ I 1.7 2
12.37 I 1.45
11.1 I
10.1 I
9.1 C
11.74
- Gr. - - gm45
8.69
9.3 5
9.1 2
8.32
9-05
9.49
[ 1.40
9.97
9.42
L0.13
11.16
11.21
ro.13
9.4 I
9.94
9.01
I 1.26
11.95
10.27
NebelAIche
18x18
960 600
360 96
7 2 0 300
960 600
420 90
2 4 0 60
180 180
420 156
I 2 0 I 2 0
1 5 0 60
2 0 0 2 0 0
480 1 2 0
480 150
240 120
nten- sitiit - - 4.5
ro.3
20.4
19.1
2 2 . 5
20.2
19.6
2 2.4
2 1.8
19.6
20.8
20.2
2 1.6
20.9
2 2.8
- R 8 k
P -
5
5
5
S
S
S
S
S
S
S
F
s
S
S
') AN 5091 (213.33). 3 Abhandl. d. Hambg. Sternw. 2 Nr. 3 p. 20: 23 schwXchste Plejadensterne.
429
6939 6979 6972 7 0 0 7
7 0 2 I
6939 6979
6956
5 1 3 5
12'2501 N
33 2261 33 2264
3 2683 N
1 2 2 5 0 1
I 2 2503
430
42141 6751 ~ 6772
4216 6784 6796
4258 6765 6710
4278 6786
Verg1.-St NGC/ PD 1 Rn-Nr.
seq.austr.
13 2 5 1 1
N 47 1941
30 2254
1186 1 1 8 7
- 5 3568 - 5 3571 - 5 3513 - 5 3577
16 2365 16 2367
4321
4374
4382 ,
4406 443 5 4438
I
6828 6861 ,6876 6891
'3 2530 N
1 8 2609 19 2 5 7 1
N
'3 2530 N N
I 6 9 5 9 ~ 13 N ~ 5 5 ~
7078 7 1 0 0
7182 7188 7 1 7 6 7229
7182 7188 1'93 7266
2 2 2 5 2 1
31 2375 N
18 270c 18 2 7 0 2
18 2 7 0 3
I9 2641 pr. N
42 2383
*n Gr. 04L5 I
ro.58 t 1.96
ro.'lo t 1.65 8.60
__
10.31 12.02 10.44
9.90 I 1.09 10.56 9.1 0
11-43 I 0.4 2
8.69 11.7 I
9.7 0 11.65 I 1.83 9.10 9.10
8.68 I 1 .23 9.9 5 9.1 5
I 0.3 2
10.91 9-40 9-09
I 1.06
10.49
1 0 . 0 2
9.8 5
10.50
I 0.66 12.1 1 11.7 5 9.9 5 9.81
1 1 . 5 9 I 1 .04 11.19 10.26 10.7~ 11.1q
1 2 . 0 5
I 0.0 a 8.93
I 1.48 9.02 8.88
48 2 1 2 7 '
Nl N2
N .pr.bor.
N 2 3 2978 24 3049
N 47 2376 47 2379 47 2380 47 2382 47 23'83
60 1490
Gr. - - 0?5 !
1.26
0.85
8.7 0
0.7 7
0.59
0.5 I
9-90
'0.02
t 0.00
lO.50
10.30
9.47
9-10
10.20
0.00
10.12
roe49
t0.25
9.9 '
t 1.01
to.y5
9.6C
9.1:
7.43 11.38 11.16
12.10 1 1 . 5 1
11.76 8.12 9-01
9.90 9.93 9.58 9.66
9.54
9-05 8.45
NebelflHche
4579
4594
480x240
4 2 0 60
200 360
60 60
360 360
300 300
60 60
240 1 2 0
I 2 0 I 2 0
2 1 0 1 2 0
I 2 0 I 2 0
240 108
300 1 5 0
90 30
900 66
420 90
6959 1 2 2493 6979 1 2 2494
N 1166 - 1 0 353: I 180 - 10 3534
- nten- sitiit - -
23.6
z 1.6
2z.8
9.4
23.1
22.7
18.5
20.9
2 0 . 1
20.2
I 9.8
20.9
2 1.9
18.5
22.7
2 0 . 3
- B 3 L -
3
3
3
s
s 5
S
S
S
S
S
S
S
S
S
S
NGC - - 462
463
463(
464'
469'
4691
47 2
- 473l
4821
500
5 0 2
503
5 0 5
519 579
532
586
62 I
622
1 2 2 5 0 5
I N
I - 4Y
! - 7go'
7327 7331
7421 7412 8035 8094 882c 8827
8849 8873
m GI. 9mI 8 [ 1.60 9.12 9.24 1-71 1-91 9.78
I 1.04 9.23 1.57 8.67 9.0 I
9-30 1 0 . 1 5 10.90 1 0 . 2 7
8.86
10.46 8.40
10.72
-
10.00
10.58
8.9 5 9-61 9-07
11.91 8.42 8.7 4 9.62
10.36 9.15
10.92 I 2.04
7.63 9.64 9.68 8.48
I 1.7 I
I 2.38 9.1 I
Gr.
om00
9.5 3
1.87
9.54
- -
9.64
: 0.00
9.16
8.40
9.2 5
t I . 1 2
7.1 3
r1.81
9.6 I
7.4:
9.64
I 1.66
8.50
9.20
NebelflPche
720x72
I 2 0 I 2 0
180 42
300 240
480 240
300 90
360 180
480 180
7 2 0 360
180 60
2 0 13
- .nten. ~ sit% __
2 1 . 1
'9.7
19.1
2 1 . 0
2 1.6
2 1.9
23.4
2 1.7
20.7
21.5
r4.3
28
29
30
3 1
32
43 I
6 3668 N
6712 1688 - 8 4748 1691 - 8 4749
6720 10229 32 3250 I 0 2 2 5 33 3245
6179 10569 29 3542
29 3550 30 3479
10621 29 3543
6804 10709 N
6826 10964 50 2861
50 2886 N
6853 1x125 2 2 3884 1 1 2 0 6 2 2 3887
2 2 3889
,10761
10997 50 2863
6905 11526 19 4387 11512
6933 11688 6 4566 11702 6 451i
7006 12037 15 4309 12076 1 5 4313
7008 12060 pr. bor. 12114 N
j'027~12106/ 41 3991
N
41 3993 41 3995 41 4021
N 33 4542 33 4552
N 41 4780
N '5 4927 1 5 49281
5x35 432
8.36 9.34 8.97 9.19 8.72 8.83 8.95 9.02 7.99 8.09
11.80
8.03 8.38 8.54 9.91 8.04 7.73 8.15 9.96
8.47 9.26
11.42 10.08 10.52
I 1.26 11.47 8.30
9.24 8.24 9.91
8.55
9.65 1 1 . 2 1
11.82
8.55 10.90 9.40 9.52
NGC~ PD I 1 Verg1.-Stern 1 BD-Nr. 1 Gr.
7662
7814
6543
6572
13113 13810 14166 I4191
1556 9 508
9636 9676
962 I 65 1 2 2 0 8.62
6:3{ 6 365' ;::: 9.39
6 3662 8.98
I I
- Gr.
8moc
8.14
8.36
- -
9.00
8.78
8.38
8.40
7.30
10.70
9.64
10.30
12.2:
8.80
10.43
8.4 I
10.36
Nebelilkhe
12x12
14 19
8 2 62
32 25
2 1 24
480 240
47 34
I8 I 1
510 I 2 0
' 5 9
- nten sit%t - -
r3.4
r 3.6
r 7.8
r7 .7
15-4
19.1
18.5
14.5
22.2
I 6.c
180 48 l19.c
- I B
P
P
P
P
P
P
P
P
P
S
P
S
B e m e.r k u n g e n. I . Begleiter des gr. Andromedanebels. - 2. Der groOe Andromedanebel, Helligkeit nach Nokfsch&. - 3. Helligkeit nach Hoktscirck, Ausdehnung nach Lundmark l), M 33 im Ilreieck. - 4. M 74. - 5. M 76, als ein Objekt zu betrachten. - 6. M I, der Crabnebel. 1st BD 2 1 ~ 8 9 2 ver- anderlich? Die Einzelmessungen sind 1921 Marz 14 7?59, Marz 16 7m29. Er ist in B.11. 9110, bei Uolctschek 8117, bei
~~ ~ ~
Wolf-Palisa etwas schwacher als PD 3341 = 6m56 (G), heller %Is ~ 2 ~ 9 2 4 . Bei Franklin-Adam 191 I Febr. 25 Spur heller 11s P D 3341. - 7. Zwei sternartige Kerne. - 8. M ~ I . - 9. M 82. - 10. Helligkeiten der Anhaltsterne nach der photo- metrischen Durchmusterung in 0-Gyalla. - I I . M 95. - I 2.
M 96. - 13. Zweiter Anhaltstern wie 10. - 14. hl 97, der Eulennebel. - 1 5 . M 65. - 16. hi 66. - 1 7 . Kugelformig. Sternhaufen. - 18. M 61. - 19. * austr. von 16~2367. - 2 0 . M 84. - 2 1 . M 85. - 22. M 86. - 23. hl 88. - 24. wie. 10. 25. M 59. - 26. wie 10. - 2 7 , M 94. - 28. M64. - 29. M 53, kugelf. Sternhaufen. - 30. M 63. - 31. M 51, Spiralnebel in den Jagdhunden. - 32. Kugelf. 3ternhaufen. - 33. M 14, kugelf. Sternhaufen, Anhaltsterne wie 10. - 34. Kugelf. Sternhaufen. - 35. hl 5 7 , Ringnebel in der Leier. - 36. M 56. - 37. Nicht bei Holetschek, von rnir die Gesamthelligkeit gemessen, da Van Maanen die Pa- rallaxe des Nebels bestimint hat. Ergebnis durch verschiedene schwache Nachbarsterne sehr unsicher. - 38. 11 2 7 , der Dumbbellnebel. - 39. Hier sol1 in der Nahe NGC 6933 stehen. Lick 13 enthalt nur die kurze Notiz: ))Non-existent((. tn den N. G. C. wurde der Nebel auf Grund zweier Beobach- tungen von Schuftz aufgenomrnen, 1865 Sept. 1 4 1 2 ~ , 1867 Aug. 26 I im. Die zugehorigen Ortsbestimmungen harmonieren sehr gut. Holeischek hat: 1890 Okt. I I : falls richtig identi- fiziert I I"', 1897 Mai 2 I : anscheinend I I"'. Ich selbst glaube ihn bei sehr klarer Luft 1920 Juli I 5 gerxde gesehen zu haben. Der Nebel konnte danach veranderlich sein. NGC 6934 ist ein kugelf. Sternhaufen. - 40. Kugelf. Sternhaufen. - 4 1 . Beobachtet, da Van Maanen die Parallaxe gemessen hat. Er war fur mich 0?5 bezw. ~ m o schwacher als der Vergleichstern.
Bei einer grofieren Zahl Nebel hat Holetschek mehrere selbstandige Vergleichungen ausgefiihrt, sei es von verschiedenen Vergleichsternen oder an mehreren Abenden. Ich erhielt so fur die Helligkeit des Nebels niehrere Werte, die im allgemeinen einfach gemittelt wurden. Aus den Abweichungen der Einzel- werte vom Mittel ergeben sich dann folgende w. F.:
11. %ah1
8.80 bis 8.99 1 2 *om18 9.00 )) 9.99 1 3 2 0
10.00 )) 10.99 I 1 2 0
< 11.00 5 ' 7 Alle 4 1 I9
Zu diesen 41 Nebeln gehoren I 17 Einzelwerte H, zu den iibrigen 46 der Tab. I je einer, ini Ihrchschnitt also je rund 2 Beobachtungen. Der w. F. der Werte H kann also zu etwa f o? I 5 veranschlagt werden.
3. Die erste Folgerung, die ich aus obigem Material ziehen mochte, betrifft nicht die Nebel selbst, sondern die GroOenskala der B. D. In rneiner Dissertation ') habe ich, unter engeni Anschlul3 an Kiistners Grol3en in seineni be- kannten Katalog von 10663 Sternen Tafeln zur Reduktion der BD-GroI3en auf das photometrische System gegeben. Diese wurden auf die obigen Vergleichsterne angewandt, und es ergaben sich folgende Unterschiede zwischen photom. (m) und reduzierter BD-Grofien :
I ) The relations of the globular clusters usw., Stockholm 1920. ') S e u e Untersuchungen iiber die GroDenskala der B. D. Bonn 1914.
43 3 5 ' 3 5 434
B D ** m-red. BD ' 7.9 8 +om07 8.0-8.2 2 1 + 21
8.3-8.6 I 4 + I9 8.7-8.9 '3 + 16
9.0 18 + I4 9.' I ' + '3 9.2 I 0 + 8 9.3 I 0 + 49 9 .4 4 + 7 ' 9.5 2 0 + 9 0
Bis 9.2 BD = ca. 9m6 sind also Kiisfner und meine Skala, abgesehen von einer Nullpunktsdifferenz, +om1 5 , im Durchschnitt gleich. Diese erklart sich aber nach GroOe und Richtung fast vollig dadurch, dafl Kiisfncr die Einzelkataloge der P.D. der Reduktion seiner Helligkeitsschatzungen zugrunde gelegt hat, ich aber den Generalkatalog der P.D. l), was zu- gleich fur die Homogenitlt des Kiisfnerschen wie meines photo- metrischen Systems spricht. Die schwachsten BD-Sterne da- gegen werden durch meine Tabellen offenbar noch nicht geniigend reduziert. Ich mochte aber dies vorab nicht so auf- fassen, dafl auch Kiisttlers GroDen bei diesen systematisch zu hell sind, sondern daO, durch Zufall oder Absicht, verhaltnismlOig vie1 helle Sterne der, bekanntlich dem Helligkeitsbereich nach umfangreichen, Klassen 9.3-9.5 BD von Kiisfner beobachtet wurden. *)
4. Als zweites habe ich die von Holetschek als Endergebnis seiner Beobachtungen gegebenen Helligkeiten rnit den Werten W verglichen. Erstere beruhen z. T. auf Vergleichungen rnit benachbarten BD-Sternen, deren BD-GroOen iibernommen wurden, z. T. auf direkten Schatzungen, die aber naturlich auch mehr oder weniger von den BD-Groflen der Urngebung abhangen werden. Dies zeigt sich auch in nachstehender Tabelle sehr deutlich. Die Nebel sind dabei mit dem Ar- gument Holetschek in etwa gleich groDe Gruppen geteilt worden.
Diff. flofim.-Hol. ?I HOZ. HOp?f.
lm64 8mro I + 01?46 8.30 8.49 7 +o.19 8.64 9.03 8 +0.39 8.84 ().I 2 7 +0.28 9.00 9.63 7 +0.63 9.16 9.9 I I 2 +0.7 5 9.3 7 10 .5 I 9 +1 .14 9.5 5 1 0 . 7 7 I 1 + 1 . 2 2
9.7 4 10.56 8 +0.82 I 0.30 11.44 6 +1.14
Etwa von 9m4 HoC. = 1om5 photometrisch ab scheint die Wiener Skala der photometrischen parallel zu laufen. Holeischek hat als Grenzgrofle seines 6-Zollers I zm-l zmg a n genornmen, wahrend wir I 3" photometrisch dafiir wohl setzen konnen. 3, Dann wiirde g?q-rzmo Holefschek 10?5-13?o photometrisch entsprechen, und ich habe es danach im folgenden fur das richtigste gehalten, von 9m6 ab Hoktschke
Yngaben durch Zusatze von I ~ I genahert in photometrische :u verwandeln.
Ein Vergleich rnit den Angaben des groDen Stranburger Vebelkatalogs ist bei der geringen Zahl gemeinsainer Objekte ,echt unsicher. Mit dem Argument StraOburg gruppiert, :rgibt sich:
Strbg. 9mo8 = 9m06 Hopmann ( 8 Nebel Strbg. 8116-9"s) 10.00 = 10.02 ( I 1 )) 1omo)
)) 1 1 . 5 0 = 10.48 )) ( 2 )) *,diestarkdiff.)
.n AN 4883 gibt Wirt. die Totalhelligkeiten der von Pickeying 4, durch Vergleich rnit extrafokalen Sternbildern ;emessenen Nebel. Die Vergleichung rnit dem Argument Pickeving, bezw. Nebeldurchmesser ergab (letzterer nach Wirtz) :
Pickwing Hopmann Nebel I Durchm. I'i--Ho Nebel 7m1o 8m18 4 I 3" - 1m3 4 8.45 8.7 5 4 , 0.4 +O.I 4 9.37 9.47 3 I 0.2 t o . 3 3
Das sparliche Material laDt m. E. keine Schlufifolgerungen iu. Des ferneren gibt a. a. 0. Wirfz in der letzten Tabelle 3ie Reduktion der verschiedenen Nebelbeobachtungen (StraD- ourg, fholefschek, Kritzingk, Pickering) aufeinander. Sie jchlienen rnit ~ z m o Strbg. = 12910 HoZ (= 12.oKr=1 1.5Pi). Wenn unsere obigen Folgerungen betr. der schwachen GroDen bei Holefschk zutreffen, so miiflten sie danach auch auf Stran- burg ausgedehnt werden. Das ist m. E. auch der Fall. Uenn 5inmal rniissen die tatsachlich sehr schwachen BD-Sterne 91'5 in den sternarmen Gegenden fern der Milchstrafie, wo sich die Nebel besonders haufen, auch hier die Skala der Be- obachter beeinflussen, und dann setzt Wiriz ') die GrenzgroDe des Stranburger 50 cm-Refraktors fur gewohnlich zu I 4mo an, wahrend wir rnit GyaD Plejadenmessungen u. a. ') gut auf I 5mo gehen konnen.
5. LJm aus dem vorliegenden Material vorlaufige Schlusse iiber die kosrnische Stellung der Nebelflecke zu ziehen, wurde der so inhaltreiche Band I 3 der Licksternwarte herangezogen. Zunachst wurde bei den in Tab. I durch S als zur Klasse der Spiralnebel gehorig kenntlichen Objekten durch die An- gaben in Lick 13, S. 18ff. die scheinbare Flache rnit '14nnb in Quadratbogensekunden (0") berechnet, wenn a und b die groOe und kleine Achse der mehr oder weniger stark elliptischen Nebel ist (in Bogensekunden) (Tab. I , Spalte 6). Es war dann ein leichtes, die durchschnittliche Intensitat des Nebellichtes pro 0" die von der Entfernung unabhangig ist, in GroOenklassen zu ermitteln (Tab. I , Spalte 7 ) . Die Werte dieser Flachenhelligkeit I; schwanken zwischen I 8"s und 24m3. Nach Anlage des Beobachtungsprogramms sind hier nur die scheinbar hellsten der Spiralnebel enthalten. Ich habe deshalb noch weitere IOO Spiralen, die bei Wolcfschrk und Lick 13 stehen, in gleicher Weise behandelt, wobei die schwachsten rzmo HoZ = 13"' photometrisch sind (s. 0,). Der Kurze halber sei nur die nachstehende Zusamrnenfassung gegeben :
') Vergl. Bonner Veroffentl. 10.78 und Publik. Potsdam 17.X11. *) Vergl. Bonner Veroffentl. 3.4. :') z.T. nach eigenen Messungen, dann nach Sirius 4&16,5O.58, P i n p f o v , Der Sternhaufen M 52. Diss. Bonn 1909. S.34, Zurhellen, Bonner
Veroffentl. 11.34. ') Harvard Annals 33. ') Annalen StraDburg 4.5.
4 3 5 5'35 436
Anzahl I'rozent hell schwach zus. hell schwach zus. F
> 18mo 0 4 4 0 4 3 18m1-19mo 2 3 5 4 3 3 19.1 - 2 0 . 0 I 0 7 ' 7 2 0 7 I 1
2 0 . 1 - 2 1 . 0 '5 1 7 3 2 3 0 7 7 2 1
2 1 . 1 - 2 2 . 0 10 3 2 42 2 0 32 28 2 2 . 1 -23.0 8 24 3 2 16 24 2 2
23.1 -24.0 4 7 1 1 8 7 7 24.1 - 2 5 . 0 I 5 6 2 5 4
0 I I 0 1 I ~~ ~ ~~~
< 25.0 * v 5 0 I O O 1 5 0 Liste von 5 0 beobachteten Spiralen: I; im Mittel 2 I ~ I
1 0 0 schwache Spiralen: F im Mittel 2 1.5, was vielleicht zeigt, dafl die Reduktion der Noletschekschen Skala nahezu richtig ist.
Von bekannten Spiralen seien erwahnt : der Andromeda- nebel I;= 2 2 m 5 , M 3 . 3 (im Dreieck) I;= 24m3, M ~ I in den Jagdhunden 20m7, M80 und M 8 r im GroOen Baren 22915 bezw. zomz. Ordnen wir das Material nach der schein- baren Elliptizitat (a : b) der Spiralen, so ergibt sich:
a : b hell N schwach n zus. ?I
1 217'0 1.3 2 1 m z 39 z r m z 52
1-2 2 1 . 4 1 5 2 1 . 6 2 8 21.5 43 2-4 20.9 I4 2 1 . 5 2 3 2 1 . 3 37 > 4 2 0 . 8 8 2 2 . 5 1 0 2 1 . 7 18
Die Flachenhelligkeit bleibt danach die gleiche, o b wir die Spiralen von Boben< oder Bvon der Kantea sehen.
Diese Ergebnisse stehen in gutem Einklang mit denen von Seares. I ) An Hand der statistischen Untersuchungen von Kapieyn und Van Rhijn findet er, daO d ie durchschnittliche Flachenhelligkeit des Milchstraflensystems, gesehen von einem Punkte weit auOerhalb desselben, pro 0" 2 1 m q 7 bei Be- trachtung von der Kante und 2 3 m 7 z von oben ist. Also auch hier in beiden Fallen kein sehr grofler Unterschied. Seares findet, da13 das System der Milchstrafle IOO ma1 schwacher sei als einige bekannte Spiralen, bezieht sich aber bei seinen Untersuchungen nur auf das Licht der heller leuchtenden Kernpartien, fur das er 17~'-18"' pro 0" findet. D a nach Seares die hlilchstrafle, von oben gesehen, in der Mitte 229193, am Rande 24'!'81 pro 0" ist, diirfte sie mehr mit Spiralen verglichen werden, die nach der Mitte zu nur geringe Auf- hellung aufweisen, z. B. NGC 3034, 3368, 4631, 5 0 0 5 , ' ) die alle, von der Kante gesehen, im Durchschnitt I;= 2 1 m 2
haben. (Nachtrag I ) .
7. Zur Rerechnung der I; fur die planetarischen Nebel dienten die Angaben von H. D. Curtis 3, nebst den beigefiigten Skizzen und Photographien. Bei Hestimmung der Achsen dieser Ovale wurde oft aber nicht das Gesamtbild beruck- sichtigt, das vielfach nur kleine und schwache Anhangsel an die Hauptteile des Nebels zeigt. Die Entscheidung, was derart das Hauptlicht des Nebels ausmacht, war a n Hand des Textes im allgemeinen leicht, wenn auch mitunter eine gewisse Will- kur nicht zu vermeiden war. Doch waren dieseUntersuchungen ahgeschlossen, bevor die spateren Schlusse aus ihnen gezogen
wurden. Zu den obigen Nebeln habe ich in gleicher Weise noch folgende gefiigt, bei denen die Helligkeit, z. T. nach Holetschek (reduziert wie oben angegeben), z. 'r. nach Harvard Annals 56 angegeben ist.
NGC H Nebelflache /.' 2 3 7 2 11mo 35"X 16" 1 7 m 7
3242 7 . 1 26 1 6 13.4 4361 10.2 44 39 I 8.4
11 3568 I 0.4 I8 IS 16.5 6567 I 0.8 8 5 I 7 . 0
68 18 9 . 1 2 2 I 5 I 5 . 2
7009 7 - 2 2 5 1 2 1 3 . I 7 0 2 6 I 1.4 1 0 1 0 I 6.2
Die Erlauterungen zu der nachstehenden 'I'abelle 2
mogen den weiteren Gang der Untersuchungen kennzeichnen. Spalte I die NGC-Nummer, 2 die GroOe I;, L)ie Tabelle enthalt nur solche Nebel, die einen Zentralstern haben, dessen photographische Helligkeit teils durch Van Maanen 4), teils im Lick-Band gegeben sind (Spalte 3). Letzterer enthalt auch fur 9 derselben die optischen GroOen. Der )) Farbenindexc(, im einzelnen naturlich noch sehr unsicher, ist danach fur die Zentralsterne photographisch -visuell = - 1m4. Mit diesem Werte wurden die photographischen Helligkeiten der ubrigen Zentralsterne in optische verwandelt, und diese Intensitaten von der optischen Gesamtintensitat abgezogen. Mit dieser Breinen Gasintensitata, die ubrigens bei der Schwache der Zentral- sterne meist nicht sehr verschieden von der urspriinglichen war, sind die GroDen I; berechnet worden. Sie gehen von I 3m I bis 20118, unterscheiden sich also wesentlich von den bei den Spiralnebeln erhaltenen.
Ein Vergleich mit irdischen Lichtmitteln ist wohl lehr- reich. Fur die Sonne ist 60000 Meterkerzen = - 2 7 m o 5),
I M.-K. also = - I 5mo5. Wird diese Intensitat von einer Flache von I qcm ausgesandt, so entsprechen ihr 2062Y65~. I 0" ist also 2062.65~ = 16m60 schwacher als I hl.-K./cm?, entspricht also einem Stern 1m55. Der Intensitat ( I hI.-K./cm2) - I O - ~ entspricht dann auf I 0" 16m55. Mit einer kleinen Kathodenrohre, wie sie zu einfachen Demonstrationsversuchen benutzt werden, erhielt ich als Intensitat der durch dieKathoden- strahlen zum Leuchten erregten Glaskugel I 6 * I O - ~ . M.-K./cm2. In Wiedenzanns Annalen der Physik, Bd. I 2 erhielt Lenard ge- legentlich anderer Versuche fur phosphoreszierendes Leuchten, hervorgerufen durch slangsamea (photoelektrische) Kathoden- strahlen bei
6629 I 0.6 16 14 1h. j
Praparat I 2 . 0 . ro-6M.-K./cm' = 15"'s pro 0" )) 2 32.0 * 1 0 - 6 = 12.8 )) ))
3 2.0 - 1 0 - 6 )) = 15.8 )) ))
4 o.50.10-~ )) = 17.3 *) 1)
)) 5 8.0 - l o p 6 )) - 14.3 UrangIas 0.32. I O - ~ )) = 17.8 )) ))
ferner Hopniann 16.8 . I O - ~ )) - 13.5 1) ))
-
-
d . h. die Gesamtemission der dickschichtigen Nebelgase ist mit der durch Kathodenstrahlen erzeugten Phosphoreszenz gut vergleichbar (womit naturlich uber die Ursache des Leuchtens der Nebel nicht das geringste behauptet sein soll) ").
XIount \Vilson ('ontrib. 191 . ') Vergl. die Abbildungen Lick 13.54ff.
') Nachtrag 2. ''', I.ick 13.57ff. '-" . l / i / / L , r , k'tiotoriietrie der Gestirne. S. 3 1 I .
') Communications of the Nat. Academ. of Sciences. Nr. 56.
43 7 5135 438
7009 13.1
3242 73.4 6572 13.6
2392 14.5
6818 15.2
7662 16.0 6303 16.1 7026 16.2 6629 16.5
I13568 16.5 6567 17.0 6804 17.7 6720 17.8
650 18.1 4361 18.4 6905 18.5 2438 18.9 6853 19.7 3587 20.6 1952 20.8
6543 13.4
6210 14.3
1535 15.2
6826 15.4
2371 17.7
A. a. 0. gibt Van Maanen die Parallaxen von 6 plane- tarischen Nebeln, nebst den daraus abgeleiteten absoluten Helligkeiten der Zentralsterne u. a. m. Letztere habe ich nach- stehend init dem zugehorigen P zusammengestellt (NGC 7 006 ist dabei fortgelassen, vergl. die Bemerkung 37 zu Tab. I).
SGC I; Z 2, XH. V.M. 2392 14Tg 6717 -0oT6 or029 or022 7662 16.0 9.7 + 1.2 I 3 2 3 6804 17 .7 1 0 . 1 +0.3 I9 2 2
6905 18.5 10.4 0.0 ' 5 ' 5 6720 17.8 9.2 -0.7 I 1 08
Wir sehen, rnit abnehmendem I; nimmt auch 2 ab; beide habe ich durch Ausgleichung: Z = - 3?9 +om7 7 5 F miteinander verbunden, die die Fehler z, in der Darstellung der 2 iibrig laflt. Die u sind in Anbetracht der Verhtiltnisse recht klein '). Die Tatsache, dafi rnit zunehmender absoluter Helligkeit des Zentralsterns die Flachenhelligkeit naheau ebenso stark zunimmt, wird fur die Theorie der planetarischen Nebel vielleicht bedeutsam werden; von einem Erklarungsversuch sei hier abgesehen.
Mit vorstehender Relation habe ich nun fur alle Nebel der Tabelle 2 die absolute Grofie der Zentralsterne berechnet. Dann liefert uns die bekannte Formel M = m+5 + 5 logn die Parallaxen der Nebel (Tabelle 2, Spalte 4) bei bekannter Helligkeit des Zentralsterns (Spalte 3). In obiger kleiner Tabelle ist dies nochmals fur die 5 grundlegenden Nebel hingeschrieben zugleich rnit den trigonometrischen Parallaxen Van Mamens, die im Durchschnitt fo!'oo34 w. F. haben. Die Ubereinstimmung ist recht gut, und entsprechend werden auch meine iibrigen Werte der Grofienordnung nach richtig sein. Mit d = I / a b habe ich, in Bogensekunden, die mittleren scheinbaren Durchniesser der Nebel berechnet und damit und rnit der Parallaxe ihre wahre Dimension (Spalte 5, Einheit I oooXDistanz Erde-Sonne). Letztere zeigen sich im ganzen als von einer Grofienordnung, etwa dem 20-fachen des Sonnen- systems einschliefllich Neptun. Von dem eigenartigen NGC 4361 abgesehen, ist der hiernach uns nachste Nebel NGC 3587, der bekannte BEulennebel(c, der jedenfalls ein ex- perimentum crucis fur die obige Annahme geben konnte.
Lick 13 enthalt ferner fur eine grofie Zahl planetarischer Nebel Bestinimungen der Radialgeschwindigkeiten durch Campbell und Moove. Fur 10 Objekte der Tabelle 2 konnte ich dort auch genugend sichere Angaben fur interne Ver- schiedenheiten der Radialgeschwindigkeiten finden, die als Rotationserscheinungen zu deuten sind. In Tabelle 2 gibt Spalte 7 die relative Radialgeschwindigkeit eines Punktes in d" (Spalte 6) Abstand vom Zentrum des Nebels. Wie es schon fur 3 Nebel a. a. 0. S. 177 geschehen ist, habe ich die Rotationsdauer des Nebels in Jahren und in bekannter Weise seine Masse, ausgedruckt in Sonnenniassen (Spalte 8 und 9), daraus berechnet. Voraussetzung hierzu ist, aufier I . den obigen Parallaxen, dai3 2. die Rotationsbewegung im ganzen Betrage gerade in den Visionsradius fallt und 3. das Newtonsche Gravitationsgesetz dort noch volle Geltung hat, und nicht elektrische oder molekulare Krafte, Strahlungsdruck usw. eine merkliche Rolle spielen. Grofie Verschiedenheiten, besonders in den berechneten Massen, werden daher selbst- verstandlich sein. Lasse ich von diesen 10 Nebeln NGC 67 2 0
als herailsfallend fort, so ist die durchschnittliche Rotations- _ _ ______-
I I ~
9.2 9 9.0
10.0
14
12.9 13 1 4 13 I I
14 13.4 14.7
16 10
14.5 1 6 ? 1 2
1 2
1 6 ?
I 1
I 0
9
I 2
dauer 1800 Jahre und die Masse das 13-fache der Sonne. Die Zentralsterne der Nebel scheinen den Wolf- Rayet (0e)- Sternen nahe verwandt zu sein. Dann sind die hier berech- neten Massen der Nebel nicht im Widerspruch rnit den Ergeb- nissen von LuaknaIwfl in AN 5046.
T a b e l l e 2. - )imen, sion
1.70 0.6 2
0.38 0.3 3 1.45 0.62
0.47 3.00 0.40 0.92 1.08 1.15
0.47 0.5 5 1.48 6.47 0.53 9.10 0.36 2.67 7.80 4.48
1-30
- -
1.00
2.00
- Rndia
d - - 9" 3.5 5.5 1.4 4.3
20.8 6
3.6
1.8
2 5.0
4.0 8.0
:8.3
7.5
1.4
- Rot.- Zeit
4390 I 780
8 2 5 44 5
2320
-
2450 1710
67 5
- Masse
37.9 0.55 7.5 0.3 7
I 0.4
- -
6.0 33.2
15.7
I 0.4
5.0
B e m e r k u n g e n. I . Ringnebel in der Leier. - 2. Grofie frag- lich nach Lick, damit auch n und Dimension. - 3. Der Eulen- nebel. - 4. Der SCrabanebel, Zentralstern fraglich, also auch z und Dimension. Gehort wohl nicht zu den ))Planetarischen((.
Bonn, Sternwarte, 192 ~ I Juni 4. J. Hopnzann.
Z u s l t z e b e i d e r K o r r e k t u r . I . Weiter sei noch auf die folgenden eigenartigen Ver-
haltnisse aufmerksam gemacht. Guthick z, gibt eine Zusammen- stellung der bisher bekannten Radialgeschwindigkeiten von Spiralnebeln. Zti ihr fugte ich noch die von NGC 936 "). Es standen mir dann insgesamt 23 Nebel rnit bekannter Radial- geschwindigkeit und Flachenhelligkeit zur Verfugung. Erstere sind bis auf 3 (Andromedanebel, M 33, NGC 303 I ) samtlich positiv, gehen bis + 1300 km/sec und sind im Mittel + 590 km/sec. Ordnet man die Nebel einmal nach der Radialge- schwindigkeit, dann nach der Fllchenhelligkeit und zieht je 4 bis 5 zu Mittelwerten zusammen, so ergibt sich:
Ordnung nach der Ordnung nach der Radialgeschwindigkeit Flachenhelligkeit
km/sec GrdDe GroiSe km/sec o 22113 23m0 +240
+ 410 21.2 2 1 . 8 +560 + 600 2 1 . 1 2 1 . 1 +660 + 860 21.0 20 .4 +668 +1160 20.5 19.5 +905
I) Der Korrefationsfaktor 0.848 20.085 deutet ebenfalls die hohe Wahrscheinlichkeit dieser Ueziehung an. Die Kultur der Gegennart, Band Astronomie, S. 480. :') Naturwissenschaften 1921, S. 176.
439 5 '35 440
Bei den folgenden mit Hilfe eines Flachenphotometers ausgefiihrten Messungen wurden die beiden Kometen an den Ringnebel in der Leier (NGC 67 2 0 ) und den Dumbbell-Nebel (NGC 68 53) angeschlossen, und zwar diente als Vergleichs- objekt stets die hellste Stelle der Nebel. In der Spalte K--N sind die Flachenhelligkeitsdifferenzen zwischen den1 Kometen-'
Diese eigenartige Beziehung, zunehmende Flachenhellig- keit bei zunehmender Radialgeschwindigkeit, wird bestatigt durch den aus den 2 3 Einzelwerten berechneten Korrelations- faktor - 0.48 f 0. I I w. F. Eine Erklarung hierfur kann ich nicht geben. Vielleicht deutet die Beziehung darauf hin, daO die bei den Spiralen beobachteten Linienverschiebungen (fast alle nach Rot) nicht Ilopplereffekte, sondern anderen physi- kalischen oder instrumentellen Ursprungs sind .
intensitat bedeutet, so ist ebenso wie bei den Sternhelligkeiten, logyl -logy2 = 0 . 4 (mP -ml) gesetzt. In der Spalte mit der Bezeichnung mg sind die Fiachenhelligkeiten alle auf den Ringnebel bezogen: Dabei ist fur die Flaichenhelligkeitsdifferenz zwischen dem Dumbbell-Nebel und dem Ringnebel der Wert
2. Gehlhof und Schringl) erhielten fur 5 verschiedene radioaktive Leuchtpraparate im Mittel 2 .8 I O - ~ hl. K./cm2 = I 5114 pro 0"; 4 verschiedene Phosphore zeigten nach langerer intensiver Beleuchtung mit der Zeit abnehmende Flachen- helligkeiten von I o * I oP6 bis 0.5 - I oPF M. K. /cm2 = I 4% bis 17m3 pro 0". y. u.
'1 Zeitschrift fitr technische Physik, 1920, S. 256.
- 1.09 -0.88 -0.99 +0.29 +0.08 +0*57
4 1 6 10 6720 +0.61 +0.61 4 1 6 30 6853 -0.73 +0.57 6 1 7 5 6720 + 0 . 5 5 +0.55 6 17 2 5 6853 -0.73 +0.57 7 1 5 5 0 6720 t o . 6 9 t o . 6 9 7 1 6 10 6853 -0.50 +o.&
1 3 1 6 5 6853 -1.92 -0.62 1 6 1 6 2 5 6720 -0 .70 -0 .70
16 1 6 5 0 6853 -2.32 -1 .02
29 1 5 5 6853 - 2 . 5 2 - 1 . 2 2
3 0 1 4 o 6720 -1.36 -1.36 Mai 5 1 5 o 6853 -2.62 -1.32
1 5 ~ 2 0 ~ 6720 -1m16 14 4 5 6720 -1.09
1 5 3 0 6720 -0 .99 1 5 2 0 6 7 2 0 +0.29 1 5 40 6853 - 1 . 2 2
1 5 1 5 6720 +0.57 K o m e t 1921 b.
1921 St.-Z.Kgst. N Juni I 1 5 ~ 5 5 " 6853
4 16 40 6720
1 5 10 6853 -2 .18
4 1 7 0 6853 6 ' 7 3 5 6720 6 1 7 5 5 6853
7 16 5 0 6853 7 16 30 6720
I 1
I 2
I 2
31 37
Juni I
K - N mg -om12 +1m18 + 1 . 0 4 +1.04 -0 .36 +0 .94
-0.26 +1.04 +0.98 +0.98 - 0 . 2 1 +1.09
+ I . O Z + I . O 2
Konigstuhl, I 9 2 I Juni 30. H. Yoc@ Spektrum des Kometen 192 1 a (Reid).
Mit Hilfe des Spektrographen der Sternwarte Stockholm Intensitttt Wellenlange
ist es mir gelungen, einige Spektrogranime von dem Kometen 1 3869 Cyan 1 3 8 7 2 , 3 8 1 4 6 3880 )) 38% 3884 Red zu erhalten. Die Spaltbreite betrug etwa 20 W.E., war 1 . . - / I
6853 -6720 1921 dm
Mai 5 r m z z 1 2 1.35
Juni I 1.29
4 1 - 4 1 6 1.28 7 1.19
2 7 1 . 2 7
also sehr gro8, wodurch die beiden Cyanlinien 3869 iind 3880 teilweise zusammenflieaen.
Als Vergleichspektruni wurde das Spektrum von cc Cegni Y)
h o m 1. 111
% : : .. aufgenommen. Es wrirde zwei- ma1 exponiert, einmal I x i jeder I I I
3 Max. 4058 4 0 5 1 , 4 0 5 3 , 4 0 6 9 , 4 0 7 4 41 3y70 73 i ))
A 1 8 0 I *'
Spaltkante. 1 )as beigefiigte Spektrum ist durch Umko- pieren auf Iliapositivplatten verstarkt, wodurch die Linien im Vergleichspektrum 1 er- schwommen sind.
Die folgende Tabellc ergibt die ausgemessenen Wellen- langen auf den Platten vom 29. .4pril und I . Mai. Die Auf- nahmezeit war sl/? und 3' / , Stunden. In der dritten Kolumne habe ich zum Vergleich einige Linien aus K a j w r - K u q e : Anhang zu Abhandlungen der K. Akad. d. Wss. (Berlin 1889) beigefugt.
Stockholm, 1 9 2 1 Mai .?o.
2 4190,4193942 16
1.5 4 3 1 1 Swan-Spektrum 2 4 3 6 5 , 4 3 7 7 , 4 3 8 2 2.5 44721
4 2 I d 2
)) 4 6 8 5 , 4 6 9 ~ , 4 7 1 5 , 4 7 3 7 Max. 4740 4 7 1 5 ~ ))
Gleichzeitig wurden mit einer kleinen Kaniera (Zeifi-Tessar I : 4.5, f = 1 3 . 5 cm) direkte Aufnahmen niit Expositionszeit von I bis 2 Stunden gemacht. Auf diesen Platten tritt der von Prof. 1Volf in R. Z. I 6 ( I 92 I ) erwahnte Kometenschweif ganz deutlich hervor und hat eine Lange von I' 30 ' . Der Schweif hatte seine Ausdehnung in der Langsrichtung des Spaltes des Spektrographen und erstreckt sich auf den Spektrograninien im Lichte der beiden kraftigsten Cyanlinien auf ca. 10' aufier-
1 halt] des Kerns. Almt Hansson.
I n h a l t zii Sr. 5 I j j . :7. ~ ' A ~ m a n t t . Photometrische Untersuchungen von Nebeltlecken. 425. - H. Vogt. Melligkeitetl der Kometen 1921 a (&rid)
- uncl Iliuneck(. 1 9 2 1 b. 439. - A. ZZanrson. Spektrum des Kometen 1921 a (Reid). 439. - - Geachlossen 1921 l)ez 13. Herauagebcr: H. K o b o l d . Dmck von C.Schaidt. Expedition: Kiel. Moltkertr. 80. Postscheck-Konto Nr. 6238 Hamburg XI.
