Form, rind zweitens beweist sein kleiner wahrscheinlicher Fehler die Moglichkeit, die Sonnenparallaxe auf spektro- graphischem Wege mit aller wiinschenswerten Scharfe zu be- stimmen.

Es ist ja natiirlich nicht meine Absicht gewesen, bereits durch diese ganz kurze Reihe von nur 1 8 Aufnahmen, deren jede zur Ausmessung einschliefllich Justierung der Platte in beiden Lagen noch nicht zwei Stunden Arbeit erfordert hat, die Sonnenparallaxe mit einer Scharfe bestimmen zu wollen, die den besten alteren, auf ein ganz unvergleichlich vie1 grooeres Beobachtungsmaterial gegrdndeten Bestimmungen gegeniiber erheblich ins Gewicht fiele. Ich wollte vielmehr nur zeigen, und eben dies glaube ich erreicht zu haben, dab in der Ta t die spektrographische Methode rnit den anderen Methoden zur Bestimmung dieser wichtigsten astronomischen Konstante in Wettbewerb treten kann und also auch treten mufl. Die einzelne Platte - das Beobachtungselement so- zusagen, entsprechend etwa einem vollstandigen Messungssatz am Heliometer - hat hier an diesem relativ kleinen Instru- ment von nur 30 cm Offnung die Geschwindigkeit mit einem w. Fehler von &o.z km ergeben, d. h. iibertragen auf die Sonnenparallaxe von f 0!'06. Diese elementare Beobachtungs- scharfe ware schon genugend; man darf aber erwarten, dafi die groBen Spektrographen der Riesenrefraktoren, in ahnlicher Weise gehandhabt, mindestens die doppelte Genauigkeit mussen erzielen lassen. Weiter hindert nichts, den Reihen eine beliebige Ausdehnung zu geben und so das Gewicht des Resultates beliebig zu steigern, da man nicht, wie z. B. bei den Planetenoppositionen oder gar den Venusdurchgangen, an einzelne kurze Zeitraume gebunden ist.

Praktisch wird es am einfachsten und zweckmafligsten sein, R ei h e n z u r f p e k t r o g r a p h i s c h e n B e s t i m m u n g d e r S o n n e n p a r a l l a x e zu vereinigen rnit den von Frost angeregten und an verschiedenen Obserlatorien aufgenomme- nen Beobachtungen der Standard Velocity Stars, deren Liste sich noch etwas erweitern lafit. Am nordlichen Himmel kommen als geniigend hell und genitgend nahe an der Eklip- tik auoer a Bootis noch in Frage namentlich: a Arietis, a Persei, a Tauri, fl Geminorum, E Leonis, E Virginis, 7 Bo- Otis und vielleicht auch a Canis minoris, da die scharfe Eli- mination seiner Bahnbewegung moglich sein wird. Eine ahn- liche Anzahl geeigneter Sterne diirfte am siidlichen Himmel vorhanden sein.

Bonn, 1905 Tuli 14.

Diese Sterne sind dann also, aufler zur Opposition der allgemeinen Vergleichung der Instrumente wegen, auch noch in beiden Quadraturen zu beobachten, und zwar immer mog- lichst nahe im Meridian, oder doch in demselben kleinen Stundenwinkel, und selbstverstandlich in derselben Lage des Instrumentes. Hierauf ist besonders zu achten und es darf deshalb die kleine Unbequemlichkeit der Beobachtung in den friihen Morgenstunden durchaus nicht gescheut werden, damit systematische Fehler, wie sie z. B. die Biegung des Spektro- graphen erzeugen kann, die vom Stundenwinkel und der Lage des Instrumentes abhangen, eliminiert werden. Wie denn iiberhaupt auf vollig gleichmafliges Arbeiten bei der Aufnahme und bei der Ausmessung an jedem einzelnen In- strument und bei jedem einzelnen Stern das groflte Gewicht zu legen ist. Dagegen ist es nicht notwendig, an den ver- schiedenen Instrumenten und bei den verschiedenen Sternen nach demselben Schema zu arbeiten ; vielmehr wird in dieser Hinsicht eine moglichste Abwechselung, z. B. in der Wahl der Linien, gerade erwiinscht sein.

Die ganze Methode ist so einfach und durchsichtig, und laflt sich so streng differentiell handhaben, da8 syste- matische Fehler, deren Eliminierung bei den anderen Me- thoden zur Bestimmung der Sonnenparallaxe oft so schwierig ist, kaum zu befiirchten sind. Bestehen bleibt zunachst noch ein Fehlereinflufl, namlich der von etwaigen periodischen Be- wegungen der betreffenden Sterne herruhrende. Ob solche vorhanden sind, dariiber werden gerade diese B,eobachtungs- reihen den besten Aufschlufl geben, und es wird hierzu eben sich empfehlen, nicht blofl Aufnahmen zu den Zeiten der Quadraturen, auf die ich mich bei dieser Versuchsreihe hier beschrankt habe, sondern einige wenigstens auch zu anderen Zeiten und namentlich um die Opposition herum zu machen. Im Mittel aus einer grofieren Zahl von Sternen konnten solche periodischen Bewegungen, selbst wenn sie unerkannt blieben, auch unmoglich einen konstanten Fehler im Resultat fiir die Erdgeschwindigkeit erzeugen, sondern hochstens nur den zufalligen Fehler vergrofiern.

Durch die Bestimmung der Sonnenparallaxe init Hilfe der Spektrographie wird ein neues festes Band zwischen Astrophysik und Astrometrie gekniipft, geeignet, diese beiden Zweige der Astronomie, die zu einer Zeit einmal stark aus- einander zu streben schienen, eng miteinander zu verbinden, zum Nutzen beider.

F. Kiistner.

Sonnenfinsternis 1905 August 30. Mitteilung von Herrn P.. Fuuth, Landstuhl, 1905

August 30 : ,In Landstuhl beobachtete ich die erste Beriihrung des

Sonnenrandes gut ~"'4~ und das Verlassen des der Sonnen- mitte nahen groflen Fleckes (letzte Beriihrung) zh 4 1 ~ 2 5 ~ M. E. Z. ; urn 3h Uhrvergleichung mit dem telegraphischen Zeitsignal ; Notierungen wohl innerhalb der Sekunde genau. Jnstrumente: a) Sucher von 5 cm (Vergr. 38), b) Sucher von 6 cm (Vergr. 18).c

Mitteilung von Dr. F, Ristenpurt, Berlin, 1905 Aug. 31 :

SDas Wetter bei der Sonnenfinsternis war in Berlin auflerst ungiinstig; nur zwischen ziehenden Wolken konnte die Sonne erhascht werden. Auf der UraniaSternwarte mifl- langen Dr. Witt und mir die beabsichtigten Kontaktbeobach- tungen. Dr. Bonath konnte wenigstens mit dem 4-Zoller I o photographische Aufnahmen erlangen (Bildgrofle der Some 6 cm), die sich sehr brauchbar erweisen.a

-

Mitteilung von Prof. L. Webey, Kiel, 1905 Sept. 2: BIm Anschlusse an meine Mitteiluugen A. N. 2 8 10 und

3664 betreffend die Finsternisse von 1887 Aug. 18-19 und

2 6 5 4049 266

1900 Mai 28 sei berichtet, dall, die diesmaligen Beobach tungen der Ortshelligkeit in Kiel durch ganz ungewohnlick starke und zugleich wechselnde Bewolkung rnit Regenboer vollkommen gestort sind und kein weiter verwertbares Bilc der Verfinsterung ergeben haben. Die von zwei zu zwei Mi. nuten gemessenen Helligkeiten schwankten dementsprechend in auoerordentlich weiten Grenzen zwischen 24000 und 2000

Meterkerzen. Auch die Berechnung ausgeglichener Mittel. werte ware nicht berechtigt gewesen. Bei konstanter Be. wolkung hatte die Helligkeit auf 45 o/* herabgehen miissen.<

Mitteilung von Prof. 3. Becker, Direktor der Sternwarte in Straoburg, x905 Sept. 2 :

DBei der Sonnenfinsternis waren wir von der Witterung wenig begiinstigt, da der Hinimel rnit fliegendem Gewolk von wechselnder Dicke bedeckt war. Der Eintritt ging verloren, der Austritt konnte dagegen am 18z . Refraktor von Herrn Dr. Wirt., am Fraunhoferschen Heliometer von Herrn Dr. 'Jost, von mir am 6z . Refraktor und von Herrn Torhorsd an einem 31,4 z. Merzschen Fernrohr beobachtet werden. Auflerdem gelang es Herrn Dr. Wirtz, eine kleinere Reihe von Messungen von Positionswinkeln der Hornerlinie und der Sichelbreite, und mir eine ahnliche Reihe von a- und 6- Differenzen der Hornerspitzen auszufiihren, allerdings mit einer durch die Ungunst der Umstande sehr beeintrachtigten Sicherheit. a

Mitteilung von Prof. H; GeeZmuya'en, Direktor der Stern- warte in Christiania, 1905 Sept. 2 :

B I . Kontakt 0 ~ 4 5 ~ 3 5 " 1 8 8 ~ ~ 2 5 0 Geelmuyden M. Z. Christ. Offn. Vergr. Beobachter

o 45 3 5 : 134 2 1 7 Schroeter o 45 37 1 0 7 120 Eriksen

Letzter Kontakt unsichtbar wegen Wdlken. Eriksen hat rnit dem Sucher die Bedeckung eines siidlichen Fleckes be- obachtet: 1 ~ 4 1 ~ 4 6 ~ Beriihrung, 1 ~ 4 2 ~ 5 7 ~ Verschwinden.a

Mitteilung von Prof. K TinterJ Direktor des Obser- vatoriums der k. k. Technischen Hochschule in Wien, 1905 Sept. I 2 :

BZur Beobachtung diente ein Standfernrohr von Merz rnit 44 facher Vergrooerung und einer Objektivoffnung von 83 mm. Die Zeit wurde an einem nach mittlerer Zeit gehen- den Chronometer von Vorauer aufgefaot, dessen genauer

Stand durch Vergleichung mit der Pendeluhr Arzberger, welche bei Zeitbestimmungen verwendet wird, abgeleitet worden ist.

Die atmospharischen Verhaltnisse waren der Beobach- tung nicht giinstig ; schon gegen Mittag zeigten sich vielfach Wolken am Himmel, welche kurz vor Eintritt des ersten Kontaktes vor die S o m e traten und so diese Beobachtung vereitelten. Als sich die Wolken zerteilten, war der Mond schon ziemlich weit in die Sonnenscheibe eingetreten. Um phqm wurde die S o m e neuerdings durch schwere von SW kommende Wolken verhiillt und urn ah r z m trat Regen ein, welcher durch nahe Sm anhielt, aber doch die Ubertragung des Instrunientes von der Plattform des Observatoriums in den gedeckten Raum des Meridianzimmers notig machte. Um 2h 2 x m war die S o m e wieder sichtbar, das Instrument wurde neuerdings aufgestellt, das Maximum der Finsternis war aber schon voriiber. Eine schwere Wolke am s. s.6. Himmel breitete sich iiber 0, N bis NNW aus, zerstreute sich dann, soda0 gegen 2h23m der nordliche Himmel fast ganz rein war.

Wahrend die Luft vom Beginn der Beobachtung bis zum Eintritt des Regens heftig bewegt war, konnte man in der zweiten Halfte der Beobachtung die Ruhe derselben konstatieren.

Die Beobachtung des zweiten Kontaktes gelang unter recht guten Umstinden, wenn auch nicht bei vollkommener Ruhe des Bildes ; der zweite Kontakt wurde um 3h 38" 53'2 M. Z. Wien beobachtet.

Die Schwankungen in der Temperatur der Luft und im Luftdruck, wie sie hei dem Vorgange der ganzen Er- scheinung beobachtet wurden, lassen einen Schluo auf eine merkenswerte Anderung derselben wiihrend der Sonnenfinster- nis nicht zu.u ~~

In Heidelberg-Konigstuhl (Astrophysikalisches Institut) md Diisseldorf vereitelte schlechtes Wetter alle astronomi- xhen Beobachtungen. An erstem Ort wurden meteorologische Beobachtungen wahrend der Finsternis angestellt. Auf der Marinesternwarte in Pola, wo der Himmel wolkenlos war, mrde nach einer Mitteilung von Korvettenkapitan K. KoJ 3esonders auf das Auftreten von Schattenbandern geachtet, rber nichts bemerkt. Nach Zei'tungsberichten ist das Wetter n der Totalitatszone, was Algier und Agypten betrifft, durch- veg gut gewesen. In Spanien einschlieolich Palma war es wech- ielnd, doch scheinen wenigstens in Burgos und Alcala de Chis- 7ert die Beobachtungen von Erfolg gekront wor'dea zu sein.

Sulle bande oscillanti, od ombre fuggenti, che precedono o seguono gli ecclissi totali di sole.

Tornato dall' osservazione dell' ecclisse solare totale da Sfax, ed avendo osservate e fatto osservare minutamente le bande oscillanti, od ombre fuggenti, credo di essere a1 caso di poter dare sulle stesse una spiegazione.

Ad astronomi e geodeti 6 notissimo il fatto, ed anche la ragione del medesimo, delle agitazioni, che subiscono le immagini degli oggetti terrestri visti col cannocchiale. Se questi oggetti terrestri fossero sorgenti luminose e la loro luce si proiettasse sulla parete di una casa, si vedrebbero

sulla parete ombre e luce In rapido rnovimento. Se si os- serva infatti la luce proveniente da un proiettore elettrico di una nave da guerra, proiettata sulla parete d i - una casa distante alcuni chilometri dalla nave, si vede la detta luce profondamente agitata da bande chiare ed oscire.

E cosa notissima che le osservazioni delle stelle sono sempre disturbate da agitaiioni prodotte dall' aria. Se Ie stelle fossero sorgenti luminose sufficienti a dare luce sopra pareti, si vedrebbe la loro luce agitata, cio6 solcata da