Spektrographische Beobachtungen am Bonner Refraktor

ASTRO N 0 M I S CHE NACH RI CHTEN. Nr. 3972-73.

Band 166. x2-13.

Spektrographische Beobachtungen am Bonner Refraktor. Von F. Kustner.

Die Sternspektrogramme, deren Messungsergebnisse hier mitgeteilt werden, sind von mir im Sommer 1903 rnit dem Bonner photographischen Refraktor, Objektiv Steinheil von 300 mm Offnung und 5 I 33 mm Brennweite, Montierung Rep- sold, aufgenommen worden. Der Spektrograph ist von Topfer in Potsdam gebaut und gleicht in vieler Hinsicht dem Pots- damer Spektrographen IV. Seine optischen Teile sind von Steinheil. Das Kollirnatorobjektiv, dreifach gekittet aus einer Crown- und zwei Flintlinsen bestehend und fur die Wellen- langen 400 und 450 achromatisiert, hat 28 mm Offnung und 450 mm Brennweite; das Verhaltnis I : 16 ist absichtlich ein wenig gro0er als das des Refraktors I : 1 7 . Das Kamera- objektiv, gleicher Konstruktion, hat 30 mm Offnung und 361 mm Brennweite; letztere ist auf den Rat von Herrn Vogel etwas kleiner als die des Kollimators gemacht, um noch etwas lichtschwachere Sterne aufnehmen zu konnen, wodurch die Zahl der zu beobachtenden Objekte erheblich gesteigert wird, ohne eine merkliche EinbuBe an Genauigkeit befurchten zu miissen. Dieser Rat hat sich vortrefflich be- wahrt, wie die erzielten Resultate unten zeigen werden.

Der Prismensatz besteht aus drei Prismen von 60° brechendem Winkel. Sie sind aus sehr reinem und farblosem Jenenser Flintglas 0. 102 rnit den Brechungsexponenten nC = 1.64285 und np= 1.66211 nach Angabe von Stein- heil; ihre Hohe ist 32 mm und die Seitenllngen sind 52, 54 und 56 mm. Die Prismen siod fur Hy auf das Minimum der Ablenkung eingestellt.

Die fokale Flache ist ziemlich stark gekrtimmt und die Kassette etwas geneigt gegen die Achse der Kamera gestellt, soda0 die ebene Platte die Fokalflache nahe bei Hy bertihrt. Das Spektrum wird dann vollig scharf abgebildet von 4150 bis 4500A, linear eine Strecke von 24 mm; bei etwas geringeren Anforderungen auch noch dartiber hinaus. Durch Anwendung eines Films wurde man sich genau der fokalen Flache anschmiegen konnen und einen gro0eren Teil des Spektrums scharf abgebildet erhalten, wahrscheinlich aber etwas an Genauigkeit ,verlieren ; ich bin deshalb, da diese fur vorliegenden Zweck wichtiger war, bei der Benutzung der ebenen Glasplatten geblieben. Ftir andere Zwecke diirfte aber vielleicht der Film rnit Vorteil zu verwenden sein.

Die D i s p e r s i o n b e i m i t t l e r e r T e m p e r a t u r ist folgende:

R 4 I O O ~

4200 4300

4400 4500 4600

H Y

1mm = I 0*5 I 2.4 14.4 15.2

16.5 18.7 21.0

I * = I A = I R E 0 . 0 9 6 ~ ~ 54!'8 2462

0.070 39.8 3.60 0.066 37.6 3.80 0.061 34.6 4.12

0.081 46.2 3-09

0.054 30.6 4.67 0.048 27.3 5.24

Die fiinfte und sechste Spalte enthalten den Wert einer Revolution der MeBschraube gleich mm in Angstrom- Einheiten und in Kilometern. In den letzten beiden Spalten sind zur Bequemlichkeit des Lesers noch hinzugefiigt die allgemeinen Werte fur eine Linienverschiebung von x A in Kilo- metern d. h. 300000 : 1, und die reziproken Werte.

Im mittleren Teil des Spektrums erscheinen rnit engem Spalt auf feinkornigen Platten noch Doppellinien von 0825 d e u t l i c h g e t r e n n t ; mit weiterem Spalt und auf den gewohnlichen Rapidplatten ist die trennende Kraft entsprechend geringer und etwa nur 0A35.

Der Spektrograph setzt sich mit einem starken ring- formigen Flansch unmittelbar an den aunerst kraftig kon- struierten Auszug des photographischen Rohres an. Er ist eingeschlossen in einen leichten holzernen Kasten, der nach Hartmanns Anordnuog, Zeitschrift fur Instrumentenkunde

IR = 1 9 1 ~ ~

251 263 281

3 1 1 342

22 I

IA =

7 1.4 69.8 69.1 68.2 66.7 65.2

73.2km

1km =

0.0 140 040137

0.0143 0.0 I45 0.0147 0.0150

0.0153 Bd. 21 S. 3x3, elektrisch automatisch auf konstanter Tempe- ratur gehalten wird.

Als Vergleichslicht dient der Eisenbogen, zwischen zylindrischen Staben von 10 mm Durchmesser durch Strom von 220 Volt und 7 Ampere erzeugt. Das Licht fallt durch eine Mattscheibe in der Seitenwand des Fernrohres und re- flektiert von einem gro0en Spiegel an der Innenseite der gewohnlichen Expositionsklappe, die hierzu um 45" geneigt gegen die optische Achse gestellt wird, d i f f u s auf den Spalt. Bei den vorliegenden Aufnahmen ist das Eisenlicht imrner zweimal, unmittelbar vor Beginn und nach Schlufi der Stern- aufnahme, je I os exponiert.

Die Einstellung der Sterne auf den Spalt geschieht mit gro0er Scharfe durch besonders angeordnete Beobachtu des von der ersten Prismenflache reflektierten Bildes,% Fdhrung alsdann wahrend der Exposition rnit dem Mikro- meter des optischen Rohres (Offnung 360 mm, Brennweite

I2

I79 3972 I 80

Refraktor im Gauge befindliche Reihe von photographischen Aufnahmen fur Sternparallaxen, uber wenig mehr als zwei Monate erstrecken konnte, kam es niir zunachst darauf an, mich rnit ihm vertraut zu machen und ein Urteil tiber seine Lichtstarke und die mit ihm erreichbare Genauigkeit zu ge- winnen. Ich habe mich hierzu auf Sterne vom 11. Typus und von mittlerer Helligkeit, etwa dritter Grobe im Durchschnitt, beschrankt und folgende 23 Platten aufgenommen und ausgemessen. Es ist keine zur Messung herangezogene Platte weg- gelassen, obgleich einige davon, die bei ungunstigem Himmels- zustand erhalten waren, recht schwierig auszumessen waren.

d i e A u f n a h m e n .

5442 mm) unter Anwendung eines gebrochenen Okulares von 550 facher Vergrofierung. Diese Art der Fuhrung hat bei der auBerordentlich festen Verbindung zwischen Leitrohr und photographischem Rohr, die Repsold beide in demselben Stahlrohr fafit, keine Bedenken und sie hat vor der Fiihrung mit dem von der spiegelnden Vorderflache des Spaltes reflektierten Bilde den Vorzug, dafi man das scharfe optische Bild und nicht das fur das Auge unscharfe photographische benutzt.

Bei dieser ersten kurzen Beobachtungsreihe mit dem Bonner Spektrographeo, die sich mit Riicksicht auf eine am

U b e r s i c h t i i be r - Platte

Nr. .__

54 66 71 7 2

73 74 78 80 81 8 2

83 85 86 92 93 95 96 97 '03 104 1 0 5 106 109

- .chse

- jpalt Stern r6De

'.D. Stdw Exp. 'P. E Luft Bemerkungen F

.amera Pr. 1

A

y Leo. ma. dpl. 5 Herculis fi Bootis 9 Rootis E Leonis 6 Bootis a Serpentis E Virginis (L Serpentis E Boot. ma. dpl. 5 Herculis y Draconis fl Ophiuchi

(s Herculis a Ursae maj. fi Ophiuchi y Aquilae

a Ursae min. fl Ursae min. a Ursae min. B Bootis

y CYPi

B Cygni

Mai 4 21

22

23 24 24 26 29

. 30 31 31

Juni 1 1 ' 5 2 5 26 27 2 7 28

Juli I

2

2

4 '5

+3h 6'" -0 29 + I 5 1

+3 59 +o 43 -0 4 + I I 0

+o 40 + I 16 f o 42 -0 I 7

-1 2'1

-0 30 + 5 I 2

+ I 9 -0 50 +-I I 8 -9 20

+ 4 4 -6 5 0 +3 44

+o 2 0

+0 I 0

V

f V

V

V

V

V

V

V

V

V

f f f f V

V

V

V

f V

V

V

6 om 60 '90 60 78 80 60 70 60 60 60 85 7 5 7 5 60 60 75 7 5 90 60 75 79 90

2 0

2 5 2 5

2 5 20

2 0

2 5 20

2 0

2 0

2 0

2 0

2 0

20

2 0

2 0

2 0

2 0

20

20

20 20

2 5

8.50 8.50 8.50 8.75 8-75 8 . 7 5 8.75 8.75 8.75 8 .75 8.75 8.75 8.75 8.75 8.75 8.75 8-15 8-75

8.85

8.85

8.85

8.85 8.85

i-1400 '5-3 r 8 . 2

'9.5

18.8 22.6

2 1 . 2

20. I

2 1 . 0

2 2 . 1

22.1

I 8.9 13.7 I 7.8 20.8 22.2

2 2 . 1

23.2

2 1.6 23.0

23.1

20.3 2 1 . 0

+ 1400 15.4 18.3 2 1.3 '9.7

18.9 22.6

20. I

2 1.0

22.1

2 2 . 2

19.0 13.6 '7.9 20.8 22.1 22.2

23.2 21.5

23.1 23.1

20.9 20.3

3-4 1-2

2

2-3 2-3

2-3

2-3

2

1-2

1-2

1-2

2-3 2-3 2

1-2 2

2-3 2-3

2

1-2

2-3

3 2

zuletzt 1. Wolk.

etwas dunstig etwas belegt

etwas dunstig

weiblich

stark belegt etwas dunstig

Wolkenstreifen

Wolken etwas belegt

Zur Erlauterung : Achse : gibt die Lage des Instrumentes an, es bedeutet

v = Achse voran = Rohr ostlich von der Saule = Kamera bei Siidsternen unter dem Kollimator f = Achse folgt = Rohr westlich von der Saule = Kamera bei Siidsternen iiber dem Kollimator.

Spalt : Spaltweite iq tausendstel Millimeter. Fokus: Kamera I Teil = 0.82 mm, Rohr I Teil = 0.87 mm; der Fokus des Kollimators ist unverandert gelassen Pr. temp. : Prismentemperatur in Graden Celsius, A am Anfang, E am Ende der Exposition. Luft : Luftzustand I bester, 4 schlechtester.

Messungen ausschliefilich benutzten mittleren Teil der Schraube von 40 bis 160 Rev. gefunden:

K o r r e k t i o n e n w e g e n f o r t s c h r e i t e n d e r F e h l e r d e r M e f i s c h r a u b e .

Zum Ausmessen der Platten diente ein Topfersches Mikrometer -Mikroskop von bekannter Konstruktion. Die Schraube hat, wie schon erwahnt, eine Ganghohe von mm und eine nutzbare Lange von 50 mm. Sie ist yon Herrn Dr. Zurhellen im Oktober 1903 unter Anwendung von zwei photographisch hergestellten Skalen von 0.1 mm und 2.5 mm Interval1 auf periodische und fortschreitende Fehler scharf untersucht worden. Die Korrektionen wegen periodischer Fehler bleiben durchweg unter OEOOI und konnen mit Recht vernachlassigt werden, zumal sie sich in den gemessenen Werten von selbst noch stark abschwachen. Die Korrek- tionen wegen fortschreitender Fehler - sipd ftir den bei den

IIOR +oR0004 I 2 0 -0.0008

130 -0.0005

140 +o.oooz 1 5 0 +0.0006 160 +0.0003

4oR -0?0004 50 + O . O O I O 60 to.0018 7 0 +0.0022 80 +0.0023 90 +o.o021 IOO to.0015

181 3972 I 8 2

sie sind also auch sehr klein, jedoch trotzdem iiberall be- rucksichtigt.

Alle Platten sind bei dieser Versuchsreihe absichtlich sowohl von mir als von Zurhellen ausgemessen und zwar ganz unabhangig, auch inbezug auf. die Auswahl der jeweils zu messenden Stern- und Eisenlinien, jedoch so, da8 wenn der erste Beobachter Linien vorwiegend in der Pblauene HfIfte d. h. bei 4250 gemessen hatte, dann der zweite Beob- nchter moglichst - falls das Sternspektrum es erlaubte - Linien in der Brotena Halfte d. h. bei 4450 nahm, um die Gesamtzahl der gemessenen Sternlinien moglichst zu erhohen und iiberhaupt die Bedingungen zu variieren.

Jede Platte ist von beiden Beobachtern zur Elimination persSnlicher Fehler in zwei Lagen ausgemessen :

Lage I, rot nach rechts im Mikroskop gesehen, die Schraubenangaben wachsen mit den Wellen- langen ;

Lage 11, rot nach links im Mikroskop gesehen, die Schraubenangaben nehmen ab niit wachsen- der Wellenlange.

In jeder Lage sind die abwechselnd aufeinander folgenden Eisen- und Sternlinien einmal vorwarts mit wachsenden Angaben der Schraube und dann riickwarts mit ab- nehmenden durchgemessen, urn zeitliche Anderungen in der gegenseitigen Lage von Platte und Mikroskop zu eliminieren. Die Platten sind immer so aufgelegt, da8 die Eisenlinie 4337 in Lage I auf 114R10, in Lage 11 auf 85R90 fie1 und es sind bei der Rechnung sofort die in Lage I1 erhaltenen Ab- lesungen durch Abzug von zoo konform mit denen 9 Lage I gemacht, soda0 also rechnerisch stets wachsenden Schrauben- angaben auch wachsende Wellenlangen entsprechen, was die Ubersicht iiber die Ergebnisse sehr erleichtert.

Die schwarzen und scharf begrenzten Eisenlinien*) sind durch beiderseitige Beriihrung mit dem einzelnen Mikrometer- faden eingestellt, ganz in der bekannten Weise, wie man die Koinzidenzen der Faden im Fadenniikrometer beobachtet. Diese Einstellungsmethode ist von grofier Scharfe und dabei frei von Helligkeitsgleichung. Die Neigung von Faden und Spalt ist immer direkt eliminiert ; die Linienkriimmung is1 durch eine allgemeine Untersuchung bestimmt und bei jedei Linie in Rechnung gestellt, die Korrektionen schwanken hiel zwischen +oRooz6 und +o?oo40. Die hellen - im Nega, tiv - Sternlinien sind der Regel nach mit dem obiger Faden biseziert; nur ganz ausnahmsweise habe ich einzelnf sehr feine Sternlinien, die durch den Faden ganz verdeck' wurden, durch beiderseitige Beriihrung beobachtet.

Uber das Reduktionsverfahren habe ich mancherle Versuche angestellt, bin aber dann doch zu dern Verfahren das Hartmann ausfiihrlich in A . N. 3702-4 auseinaadergesetz hat, zuruckgekehrt, da es - nach Erledigung der notiger allgemeinen Vorarbeiten - in jedem einzelnen Falle dic grolke Genauigkeit mit dem geringsten Aufwand von Zei zu erreichen erlaubt. Es hat dabei den gro8en Vorzug, dal es hierbei ganz gleichgiiltig ist, ob die Sternhien und dic Vergleichslinien zu denselben oder auch nur nahe benach barten Wellenlangen gehoren oder nicht, und da8 man be der Messung sowohl wie bei der Reduktion vollig unbefangei bleibt, da das Ergebnis sich in keiner Weise voraussehei

got. Es verlangt allerdings die allgemeine Ableitung einer Iispersionsformel und mittels dieser die Umrechnung der Wellenlangen 1 aller in Frage kommenden Eisen- und Stern- inien in Schraubenteile x fur moglichst viele Argumente der remperatur, was jedoch mit Hilfe einer Rechenmaschine mit rerhaltnismafiig geringer Muhe geschieht und wobei die Rech- lung sich durch die Differenzen von selbst pruft. Den ge- egentlich gemachten Einwand, daD in der graphischen Aus- Zleichung der Ax = B - R eine gewisse Willkiir enthalten ;ei, halte ich praktisch fur bedeutungslos. Ich habe bei den Ausgleichungen hier, wobei in den meisten Fallen eine Kurve cweiten Grades geniigte, gefunden, dafi es ganz ausgeschlossen war, die Kurve auch nur um oRoor oder allerhochstens oRooz an dieser oder jener Stelle anders zu zeichnen, eine Genauigkeit, die mehr als ausreichend ist, da sie die bei Messung der Sternlinien erreichbare bei weitem tibersteigt. Allerdings darf man in der Zahl der zu messenden Anhalts- linien nicht zu sparsam sein, die ja aber gerade bei dem Eisenspektrum in reicher Menge zur Verfiigung stehen. Man wurde sonst einen ahnlichen Fehler begehen, wie er fruher oft bei dem Anschlufi von Zonensternen an die Fundamental- sterne gemacht worden ist, indem zu wenige und nur auf Anfang und Ende der Zonen verteilte Anhaltsterne beobachtet wurden. Es ist iiberhaupt, urn dies beilaufig zu be- merken, fur den alten Meridiankreisbeobachter sehr inter- essant zu sehen, wie nahe verwandt diese scheinbar so verschiedenen Aufgaben inbezug auf Anordnung und Reduktion der Beobachtung miteinander sind. Nur mit dem Unterschied, dafi der jetzt zur Verfiigung stehende Fundamentalkatalog der Sternorter in sich vie1 homogener ist, als das Row- landsche oder das hieran angeschlossene Kaysersche Ver- zeichnis der Wellenlangen, und da13 man ferner bei der Be- obachtung der Sternorter nur ausnahmsweise durch das ZU- sammenfliefien von zwei oder mehr Sternen gestort wird, wahrend leider die Spektrallinien sich sehr haufig zusammen- drangen und miteinander in nicht streng kontrollierbarer Weise vermischen.

Als D i s p e r s i o n s f o r m e l habe ich C

x = .To + __ angewandt, nachdem die vorlaufige Durchrechnung eines Eisenspektrums gezeigt hatte, daD mit dieser einfachen uod rechnerisch bequemen Formel ein vollig geniigender Anschlufi erzielt werden konnte. Herr Dr. ZurheZZen hat alsdann aus den Messungen von je 1 3 Linien in 7 Eisenspektren, die zwischen -6O und - 1 - 2 7 ~ C. auf Chlorbromplatten aufgenommen waren, die numerischen Werte fur 1, und t und ihre Abhangigkeit von der Temperatur genau ermittelt und nach leichter Ausgleichung der unmittelbar gefundenen Werte die folgende Tabelle aufgestellt:

K o n s t a n t e n d e r 11 i s p e r s i o n s f o r m e 1.

v1 - 1 0

- 700 c - 3.3 + 0.4 -I- 4.0

3 2 4947 5 I

50.645 50.198

51.092

log c XO

67 bB4 5 63

12* *) Zur Entwickelung habe ich stets Rodinal in moglichst konzentrierter Losung benutzt.

I 83 3972 184

_ _ ~ 1

1ogR70 1 + 7?7 C. .80 +II.4 .90 +15.0

106.00 +18.7

I

3251A539 4.2761643~1 677R3097 51.986. 2907n 52,433 4171n 52.880 543.511 678.1647

Linie Nr. 73 '4 16 17 I8 I9 2 0

21

2 2

23 24 25 26 2 7 28 29 32 33 36

. I 0

. Z O

h

41 8 1'291 8 4'85.054

4'99.256 4191.611

4202.195 4204.1 40 42 I 0.5 2 I 4216.344 421 9.5 2 3 42 2 2.387 4227.606 4233.7 71 4236.1 18

4245.423 4241.604 4267.136

4282.567

4238.980

4267.993

+22.3 6699, +26.O ~ z::;;: 1 7963n

Linie Nr. 39 40 41 42 44 46 47 5 0

52 53 54 55 56 57 59 60 62 63 65

h

42 9442 90 4299.420 43' 5.25 5 4337.219 4352.9'0 4369.954 4376. I04 4404.929 4408.594 4415.30' 442 2 . 7 5 1 4427.490 4442.5 2 2 4447.907 44 5 9,300 4466.7 3 7 447 6-20 7 4482.41 3 4494.755

Diese Wellenlangen sind dem Verzeichnis von H. Kayser Normalen aus dem Bogenspektrum des Eisensa in den An- alen der Physik 1900 entnommen; fur die dort nicht vor- onimenden Linien Nr. 14, 19, 2 1 , 32, 33, 5 2 , 54, 59 und 3 hat Herr Kayser mir freundlichst die von ihm in den- elben Messungsreihen b-estimmten Wellenlangen handschrift- ch mitgeteilt. Die Linie 63 ist ein im Spektrograph nicht :ennbarer Duplex, bestehend aus den beiden gleich hellen Lomponenten 4482.356 und 4482.469, deren Mittel oben ngesetzt ist.

Die Vergleichung der jeweils gefundenen Schrauben- blesungen fur diese Linien mit den tabulierten Werten und lie Ausgleichung dieser Differenzen durch die Kurve lieferte .brig bleibende Fehler v = Beob.-Kurve = Bonn-Kayser, lie zur Kontrolle, da ihre Summe fur jede Platte stets genau lull sein muate, iiberall gebildet sind. Diese v haben jedoch .uch ein selbstandiges Interesse, da sie einen Anhalt dafur ;eben, ob und in welchem Grade die vorziiglichen Wellen- angen Kaysers - unter Festhaltung naturlich ihres ,Systems(( ur vorliegenden Spektralbereich - etwa noch kleiner indi- idueller Verbesserungen fahig sind. TatsHchIich treten auch lie v bei gewissen Linien in demselben Sinne und nahe Ileichem Betrage und dies bei beiden Beobachtern auf. Ich labe deshalb alle v , unter Weglassung jedoch der ersten :wei und der letzten zwei Linien jeder Platte, da der Kurven- :ug an den Enden weniger sicher ist, nach den Linien ge- zdnet und gemittelt. Die folgende Tabelle gibt fur beide 3eobachter K und Z diese Mittel, hier gleich in Angstrom- Sinheiten umgewandelt, fur diejenigen Linien, die auf wenig itens sechs Platten gemessen sind.

B e o b a c h t e t e K o r r e k t i o n e n d e r W e l l e n l a n g e n d e r E i s e n l i n i e n . -

Anie Nr.

2 7

29

39 40 41 42 44 46 47 50

53 55 57 59 60 62

36

h Kayser

+2384980 41.604 82.567 94.290 99.420

4315.255 37.2'9 52.910

76.104 440 4.9 2 9

15.301 27.490 47.907 59.300 66.737 76.207

69.954

Kiistner dh B

04000 8 + 10 13

3 I4 + 3 I 2

5 I4 3 2 0

0 23

2 '3 + ' I I8 - 6 9 - 8 I4 + 6 15 - 8 I 2

- 8 8 + 14 9

-

- -

+ I 2 2 -

+ I2 I0

Zurhellen dh B

t o A o o 2 9

7 18 5 16 5 18

+ 2 23

+ 1 2 16 - - -

I 2 2 -

I 2 2

2 I 0

- - + 74 I9

' 1 9

+ 6 16

+ 17 8 - 6 7

- I 0 I1 -

I 2 I 0 -

+ '4 4

Mittel dh B

t o A o 0 1 17 + 11 29

5 32 - 2 28

5 32 2 42

+ I 46 0 44 2 23

+ I3 31 - 9 I8

9 25 + 6 31

+ 14 18 7 1 5

+ I4 '3

-

- -

-

-

I 0 2 2 -

-

Bildet man noch zur Ubersicht iiber die innere Ge- nauigkeit, mit der diese Eisenlinien auf den Spektrogrammen gemessen sind, das arithmetische Mittel der ursprtinglichen v absolut genommen, so gibt dies als durchschnittliche Ab- weichung von Kayser der einzelnen Messung einer Linie fUr

3972 I 86

K foRoo191, fur Z toR00212, und diese durchschnittliche Abweichung erniedrigt sich fur K auf fooRoo126, ftir Z auf koR00135, wenn von neuem die Abweichungen gegen die obigen Linienmittel fur die mindestens sechsmal gemessenen Linien gebildet und gemittelt werden.

Die letzte Spalte enthalt die .Mittel der beobachteten Korrektionen dR aus beiden Beobachtern nach der Zahl der Beobachtungen gebildet. Aus der Summe der Quadrate dieser I 7 Werte, diese einfach als gleichwertig betrachtet, folgt als wahrsch. Fehler einer beobachteten Differenz gegen Rayser &040054. Nehmen wir weiter an, da13 Kayser das doppelte Gewicht im Vergleich zu unseren Messungen zu beanspruchen habe, so wiirde folgen als w. F. fur Kayser fo-?oo31 und fur uns +oAoo44. Letztere Zahl durfte gut verburgt sein und einen richtigen Manstab geben fur die Genauigkeit, die inbezug auf das Eisenspektrum - aufgenommen auf gewohnlichen Platten und am b e w e g t e n Fernrohr durch zweimalige Exposition vor und nach der Sternaufnahme - mit dem Spektrographen zu erzielen ist ; durch besondere Aufnahmen mit ruhendem Apparat im Laboratorium und auf feinkornigen Platten wurde sie gewio noch gesteigert werden konnen.

Es ist vielleicht noch von Interesse zu sehen, ob die beobachteten dlZ der Eisenlinien einen Gang rnit der Inten- sitat zeigen. Nachstehend sind sie deshalb nach der Inten- sitat der Linien geordnet, wobei als Argument fur diese die Breite genommen ist, gemessen auf einer Aatte, wo alle diese Linien bis zur volligen Schwarzung exponiert waren.

B e o b a c h t e t e K o r r e k t i o n e n d l d e r E i s e n l i n i e n g e o r d n e t n a c h d e r I n t e n s i t a t . -

Linie Nr.

46 57 44 47 2 7

29 42 5 5 41 59 60 62 36 39 4 0

53 5 0

- Breite

oR08 0.08 0.09

___

0.10

0.10

0.1 I

0. I I 0.1 I

0 . 1 2

0 . 1 2

0.14 0.14 0 . ~ 7 0.18 0.18 0.23 0 . 2 7

K

-0oa002

Einen deutlichen

8 I

I1

0

I 0

0

6 3

8 I 4 3 3 5 8 6

I 2

z

-0oAoo2 1 2

I

- -

+ 14 + 2

+ 1 2

+ 2

+ 6

+ 1 7 6

+ 14 7 5 5

I -

-

- - -

I 0 I 1

- -

M ~ _ _

-0oAoo2 I0

0

I 3 I

I1

I

6

= 4 7

I 4 5

5 9 9

2

2

mit der IntensitL, fortschreitenden Gang vermag ich hierin nicht zu erkennen; die Anhaufung positiver Werte bei den Breiten ORIO bis oI114, namentlich bei Z, ist wohl nur zufallig.

Die grooeren dR der Eisenlinien diirften wohl reel1 sein. Ich habe jedoch keinen Gebrauch von ihnen gemacht, da sie auf den weiteren Gang der Rechnung keinen merk- lichen Einfluh uben konnen, und weil ferner eine Verscharfung

ier Kayserschen Wellenlangen im einzelnen besser durch die ;rooen Gitterspektrogramme, wo I mm = 2*, die Zerstreu- m g also die achtfache ist, zu erzielen sein wird.

Die Wellenlangen der Sternlinien sind nach Rowland #Preliminary table of solar spektrum wave- lengths<, Astroph. [ournal Bd. I, wie folgt angenommen:

W e l l e n l a n g e n d e r S t e r n l i n i e n n a c h R o w l a n d . Linie Nr. 1 7 '9 2 0

2 1

2 2

23 24 2 5 26 2 7 28 3' 32 3 4 35 36 37 38 39 40 4' 42 43 44

Linie Nr. 45 46 47 48 49 50 5' 52 53 55 58 60 61 64 65 68 7 2

74 75 76 7 7 78 79

Hierbei sind nahe benachbarte Sonnenlinien, die im Sternspektrum notwendig zusammenflieoen mussen, in ublicher Weise mit Gewichten proportional ihren Intensitaten bei Rowland zu Mitteln vereinigt. Ich habe der Regel nach Linien bis zu 043 Abstand (breitere Bander und unsicher begrenzte sind moglichst vermieden) als zusammenflieoend betrachtet und angenommen, dah noch die Linien mit der Intensitat o bei Rowland mit Gewicht I/a mitgesprochen haben. Diese >mehrfachen< Linien, wie sie im Gegensatz zu den leider seltenen einfachen Linien zu nennen sind, sind oben durch Einklammerung der Intensitat bezeichnet und man erkennt zugleich aus diesen Intensitatszahlen und an Hand der Rowlandschen Tafel unzweideutig, welche Linien in jedem Falle vereinigt sind, sodafJ eine Angabe derselben im einzelnen hier uberfliissig ist. Nur folgende Linien bediirfen einer Bemerkung :

39 schwankt in ihrer Lage etwas in den hier gemessenen Sternen; es riihrt dies, wie schon Campbell in Astroph. J. 8.15' bemerkt, von einer nahen Begleitlinie her. Die Unsicherheit ist jedoch noch ertraglich und die Linie deshalb unten iiberall beibehalten.

40 ist oben zusammengesetzt a m 4320.907 sc 3 4320,99z 4321.119 - 2 }

und darf entsprechend in den Sternen nur mafiig breit sein; anderenfalls ist vermischt damit die Doppellinie

397 2 I 88

4320.535 - 4320.661 - } 4320'598 '

wodurch die Linie hreit und etwas nach Blau verschoben wird. Platte 86 zeigt dies besonders deutlich; diese Messung ist gleich ausgeschieden vom Mittel.

42 ist nicht identisch mit der Sonnenlinie 4333.925 La I , sie ist in diesen Sternen hier auch viel kraftiger und hreiter, aIs der Intensitat I entsprechen wiirde ; ihre Wellenlange 4334.050 oben ist in vorllufiger Bestimmung aus den Sternspektren selhst ahge- leitet im AnschluB an die anderen Linien, und liiermit werden die Messungen gut dargestellt. Eine vereinzelte Ausnahme hildet die Messung auf Platte 71, die deshalb fortgelassen ist.

49 war zusammengesetzt aus den drei Linien

6 4367.839 Ti 2 4367.841 . c 4368.071 Fe 2 1 a 4367.749 Fe 5

Die Komponenten a nnd 6 erscheinen natiirlich immer vereint, c jedoch erscheint zuweilen getrennt ; in diesem Falle ware dann a 6 eingestellt und liierfiir zu nehmen h = 4367.775, also dh = -0.066A = -4.5 km. Wenn c nicht getrennt ist, so erscheint die Linie sehr hreit und es ist dann fraglich, ob wirklich das Intensitatsmittel, oder ob mehr die geometrische Mitte zur Ein- stellung gelangt. Die Linie 49 ist deshalb ungeeignet und ich werde sie in Zukunft nicht mehr zum Anhalt henutzen; ihre wenigen Messungen hier sind unten mitgeteilt, jedoch durchweg von der Mittelbildung ausgeschlossen.

50 4369.887 ist in vorlaufiger Restimmung aus den Sternen selbst abgeleitet. Die starkste Linie an der Stelle im Sonnenspektrum ist 4369.941 Fe 4 . In den Sternspektrogra men erscheint die Link gut hegrenzt, aber breit, und es s infoffenbar Nachbar- linien heiderseitig mit der Eisenlinie zusammengeflossen in einer Weise, die sich aus dem Sonnenspektrum nicht entnehmen laat.

70 ist eehildet aus den Sonnenlinien

Es steht danehen die schwache Link 4482.904 Z - F e I , die in den Sternspektrogrammen - an der Grenze hier des scharf ab- gebildeten Spektralbereichs und bei schon merklich geringerer Dispersion - nicht immer deutlich getrennt erscheint, sondern mitunter nur die Begrenzung yon 79 nach Rot hin verwaschen macht und dadurch starke positive Abweichungen verursacht. Es ist dies auf Platte 74 und 92 offenbar geschehen und diese beiden Werte sind deshalb vom Mittel ausgeschlossen. In Zu- kunft wird die Linie 79 besser iiberhaupt fortzulassen sein.

Systematische Korrektionen, iiber die neuerdings viel- fach debattiert worden ist, und durch die teils den systematischen Fehlern der Wellenlangen von Rowland (die in Wirklichkeit aber recht sprungweise zu verlaufen scheinen), teils den Verschiebungen der Linien durch Druckdifferenzen im Bogen und in den Sternatmospharen Rechnung getragen werden soll, habe ich weder an die Kayserschen noch an die Rowlandschen Wellenlangen angebracht. Der leitende Ge- danke bei Aufstellung solcher Korrektionen ist g e d richtig, aber die gegenwartig beizubringenden Zahlen sind noch zu schwach begriindet und es wird hierzu noch langer und fundamentaler Vorarbeiten bediirfen ; alsdann aber werden die sicher verbiirgten Korrektionen rnit geringerer Miihe an die schlechthin mit Rowland und Kayser berechneten Ver- schiebungen der Sternlinien anzubringen sein, als wenn erst noch wieder unverbiirgte Zwischenglieder eingeschaltet werden.

Im folgenden sind nach der Reihenfolge der Platten die ftir die einzelnen Linien mit den oben angegebenen Wellenlangen berechneten Verschiebungen oder Ceschwindig- keiten in Kilometern mitgeteilt. Als Lichtgeschwindigkeit ist bei der Umwandlung die runde Zahl 300000 km angewandt.

Linie K z P1. 54.

y L e o n i s , maj. dpl. 1903 Mai 4

1 3 ~ 2om Sternzeit Bonn Sternspektrum etwas matt.

I 9 - 9.5 2 5 - 12.3 34 - 2.9 - 3.3 35 - 3.7 36 - 2.8 38 - 8.3 - 7.7

4 6 - 1.5 - 0. I

4 9 (+ 5.1) '

km km

40 - 9.4 - 9.6 42 - 3.2

47 - 6.2

5 2 - 9.4 - 7.1 53 - 7.8 - 7.4 60 - 4.5 - 5.0 68 - 4.9 - 2 .7 76 - 9.6 - 9.1

Linie 49 ist aIs ungeeignet durchweg vom Mittel ausgeschloss., vgl. Bemerkung oben.

Be o b a c h t e t e Ve r s c h i e b u n g e n d e r e i n z el n e n S t e r n l i n i e n.

Linie K Z km km

7 7 -10.8 7 % - 1 2 . 7 - 1 2 . 1

1 8 I 3 1 5

79 - 6.6

Eisen 1 6 16 6i - 7.00 - 6.57 (75) 3- 0.36 + 0.55

P1. 66. 6 H e r c u l i s . 1903 Mai 2 1 1 6 ~ 9 "

I 9

2 6 2 7

31 3 4

2 2

36 38 3 9 40

-13 .5

-78.6 -77.4 - 7 2.6

-74.8 -74.2

-17.3 -75.6 -69.5

- 7 2 . 4 -73.0 -74.0 --f4.2 -75.8 -76.8

-74 .3 -74.2

41 -69 .6 44 -69.6 -70.6 45 - 7 2 . 0 -72.9 4 6 -69.1

Linie K z km km

47 --72.3 -72.8 5 2 -73 .4 - 7 2 . 8 55 -10.4

7 8 - 12.3 60 - 7 5 . 1

I 9 I 4 1 6 Eisen 1 3 11

- 13.59 - 13.26 (v,) + 0.08 + 0.36

P1. 7 1 . B B o o t i s . 1903 Mai 2 2 1 6 ~ 4 9 ~

I 9 - 8.9 2 2 - 10.7 23 - 7.9 2 7 -13.4 28 - 1 2 . 2

32 -13 .8 - 1 3 . 6 3 4 - 3.1 35 - 9.6

38 -15.4 -14.7 36 -12.9 - 1 2 . 7

39 - 5.8 - 5 . 0 40 - 1 0 . 5

Linie

. 4 2

4 4 47 4 9 5 0 5 1 60 9 8

I( z km km

(- 2 1 . 5 ) '

- 7.4 - 7 . 0 - 6.9

- 7.3 - 7.7 - 1 0 . 1 - 9.9

- 8.1

(+ 0.9) (+ 0.4)

-11 .1

18 I 4 I 1

Eisen I j I 7

g, -10.42 - 9.18 (v,) + 0.89 + 0.05

fortgelassen vom Mittel wegen abweichender Beschaffenheit der Linie, vgl. Bem. ob.

P1. 7 2 . 7 Boot i s . 1903 Mai 23 1 4 ~ rorn

Sternspektrum kraftig, aber sehr verwaschen.

1 7 t 2 4 . o t 2 5 . 2

26 + 2 7 . 4 t 2 8 . 3 2 7 -1-24.6 +26.0

2 2 t 2 3 . 2 t 2 4 . 3

3 9 7 2

Linie K z

35 37 38 39 40 46 47 58 60 64 7 7 78

km + 2 5 . 1

+26.5 +I967 +21.3 +25.5 + 2 7 . 2

+26.0 +28.6 + 2 5 . 5 +26.4

km +24.9 +26.2

+ 2 1.4 +25.9 f 2 9 . 2

+26.5 +30.1 + 26.8 + 2 7 . 7

( + 3 7.5)' + 2 O . I

I 5 I4 I 4 Eisen 16 . 1 7 g, ~ 2 5 . 0 7 +25.90 (4 - 0.19 - 0.29

fortgel. laut Bern. b. Beob.

PI. 73. E Leonis . 1903 Mai 24 1 3 ~ 3 9 "

I 7 I 9

26 2 7 . 28 31 34 35 36 37 38 39 40 44 48 53 68 7 2

I9

2 1

+ 31.4 + 3 1.8 t 3 8 . 9 +29-9 +30.1 +32.2 +35*7 t 3 1 . 6 +31.7 +30.7 +34.3

+ 39.9 t 3 2 . 9 +35*2 +37,8

+z9.0 +29.6 +32.1

+31*7 +32.8 + 31.3 t 3 2 . 7 + 3 2 * 4 +40*3

+35.' +38.0 +40.7 + 33.5 +37.4 + 16.6

2 0 '5 '5 Eisen 14 16 g, +34.0r +34.21 (aa) + 0.16 - 0.42

PI. 74. 6 Boot i s .

1903 Mai 24 1 5 ~ 5 5 ~ 19 - 4.0

2 1 + 1.7

2 5 - 10.0 - 9.6 31 - 5.1 - 5.9

2 0 - 2.2

23 - 2.6 - 1.2

Linie K z km km

35 + 1.4 36 - 4.5 41 - 0.2 + 0.7 46 - 2'9 47 - 4.1 - 4.5 5 0 - 4.7 - 3.7 5 1 - 1.9 - 1.2

5 2 - 4.5 55 + 4.7 60 - 3.5 - 4.3 61 (-11.9)~ (-10.6)~ 68 - 1.0

76 - 9.0 7 8 + 3.9 79 (+ 6.6)2 '9 I 4 I 3 Eisen 1 7 16 g, - 3.16 - 2.62 (v2) + 0 . 1 2 + 0.03

fortgel. laut Bern. b. Beob. * fortgel., wahrscheinlich Comes

verschmolzen, vgl. Bern ob.

P1. 78. a S e r p e n t i s .

1903 Mai 26 1 5 ~ 3 5 ~

'9 2 1

2 2

23 24 35 37 38 39 40 41 42 46 47 5 0 51 5 2

53 5 5 60 61 65 74 7 7

+ 8.6 + 8.7 + 7.8 + 8.5 + 3.3 + 9.9

+ 6.9 + 10.6

+13.6

+16.0

+ 3.8

+ 8.7 +13.6 + I 1.6

+ 7.4

+ 10.5

+ 13.0

+ 12.3 + 4.1 + '4.9 + 12.8

+ I I . I

+ t0.I

(+24.0)l + 6.,7 + 11.0

+12.6 . + I 1.3 + 8.9 + I I . 8

23 15 ' 4 Eisen 16 16 gl + 9.27 +I0*79 (212) + 0.10 - 0.37


Linie I( z P1. 80. E Virginis .

1903 Mai 29 1 4 ~ 7 " km km

1 7 +10.4

2 0 + 8.6 + 8.3 21 +13.5 +12.3

23 + I I . O

24 + 7.7 + I O . O

2 7 + 6.1 34 +I2.5 + 13.4

37 +18.7 +I9.2 39 +15.4 41 + 1 4 . 5 t 1 3 . 6 42 + 14.0

45 + 13.2 46 +13.2 + I ~ . I

47 + 18.2 50 + 1 5 . 2

+ '3.3 5' 2 0 I 5 I 5

g, +11.42 + 12.78 (vz) + 0 . 2 5 + 0.16

1903 Mai 30 1 6 ~ 1 9 ~

'9 + 9.7

2 2 + 8.9 + 7.1

36 + I 1.8 +I3.5

43 + 9.3 + 7.3

-

Eisen 15 13

P1. 81. a S e r p e n t i s .

I 9

23 24 2 5 26 34 38 39 41 46 47 48 5 1 58 60 64 65

2 2

68 7 2

74 75 7 7 7 8

+ 11.2

+ 11.9

+ 12.9 + 7.1 + '4.7 + I 2 . 0

+ 10.0

t 1 r . 9 i I 2 . I +I2.5 + I I . I t r o . 6

+ 13.7 +13.6 + 11.4

+14.0 + 13.4 + 17.4 + 15.8 + 13.4 +I2.1 + 11.8 + I 5.6 + 14.4 + I 7 * 3 +I5.4

4-13.3 +12.6

+ 12.2

24 I 5 I 4 ' 4 Eisen 16

g, t r 3 . 9 7 i-11.84 (4 - 0.29 + 0.31

Linie K 2

PI. 82. E Boot is , maj. dpl.

1903 Mai 31 Ish57"

2 0

2 1

2 2

23 24 26 2 7

31 34 35 36 40 44 46 5 0

5 1

5 2

5 5 60 68 7 2

76 7 7 78

km

- 0.6

- 3.5 - 7.1 + 5.0 + 5.0 - 0.9 + 3.0

- 2.9 + 3.6 - 6.7 + 5 . 1

+ 1.8 - 6.2 - 7.9

1.1 -

km

+ 4.3 - 3.1 - 0.9

- 5.3 1 . 1 -

+ 0.2 1.1

+ 0.1

-

+ 0.8 + 6.9 - 3.0 - 7.2

+ 5.0 - 0.7 + 3.6

24 '5 I5 Eisen 16 I 4 g1 - 0.93 -

(v2uz) - 0.30 + 0.48 0.10

P1. 83. 6 H e r c u l i s . 1903 M a i 3 r 1 7 ~ 2 0 ' "

I 7 I 9

23 2 5 26 2 7

31 34

2 2

36 38 39 45 46 47 49 5 0 52 60 68

- 68.9 -15.3 - 7 1.4 - 70.6 -18.3 -71.9 -74.0 -73.2 -- 7 2.7 - 7 2 . 8 - 74.7

-68.4

- 73.9 - 7 2 - 4

- 73.4 - 74.1 - 7 1.5 -68.5 - 1 5 . 5

(- 15-01 - 66.4 - 72.2

- 69.4 (-- 63.6)1


3972 192

z km

-71.4 - 7 1 . 1

16 I 2

- 7 1.65 - 0.08

P1. 85. y D r a c o n i s .

1903 Juni I I 1 7 ~ 3 7 " Sternspektrum verwaschen,

Linien meist verbreitert.

23 24 32 35 39 -29.6 42 -28.8 46 -24.9 48 -24.1 5 0 -27.4 5' -30.7 55 -28.0 60 - 2 7 . 1 68 -26.7 7 2 -21.8 74 -30.2 76 -22.5 7 7 -32.4 78 -32.0 18 I 4 Eisen 14

(4 - 0.51

___

g, -21.63

- 30. I -36.1 -29.5 - 2 1.5

-28.5 - 28.8 -25 .8 - 24.3 -27.9 - 30.0 - 2 7.0 -30.5 -26.0

'4 14

- 2 8 . 1 5

- 0.29

P1. 86. B Ophiuchi .

1903 Juni 1 5 1 7 ~ 4 8 "

23 - 13.8 24 -16.5 2 5 - 1 2 . 5

38 -14.5 -14.1 39 -14.2 40 (-21.9)l 41 -17.3 -17.3 44 - 7.0 - 8.8 47 -11.5 -11.1

48 - 6.9 50 - 9.2 - 9.7 51 - 1 1 . 5 -11.8 53 - 1 5 . 0 -14.3 55 - 9.7

2 1 - 1 2 . 1

fortgel. wegen abweichender Beschaffenheit der Linie, vgl. Be- merkung oben.

Linie K km

60 -10.0

65 68 7 2

7 7 78

Z k m

- 9.0 --13.5 - 14.4 - 9.7

- 9.9 -10.1

2 0 I 4 I 4

g, -12.49 -11.47 Eisen 15 1 5

("2) + 0.22 - 0.44

P1. 92. y Cygni. 1903 Juni 2 5 1 8 ~ 5 2 ~

Sternspektrum kraftig, aber etwas unscharf.

I 9 -19.4 2 2 -17.3 26 -20.7

2 7 -18.2 34 -23.5 36 - 16.8 37 -21.6 -19.7 38 -16.2 -16.9 40 -18.5 -19.2 44 - 2 5 . 5 -23.4 45 , -18.7 -16.4 46 -20.4 -21.0

47 -14.2 -15.6

5 0 -26.8 5 2 -24.8 -22.2

60 -14.1 68 -14.9 7 2 -16.3

49 (-14.1) (-16.2)

7 5 -26.2

I 9 I 3 I 4

gi -19.86 -19.31

79 (-10.I)I

Eisen 17 ' 5

(4 - 0.32 + 0.18 fortgel., wahrscheinlich Comes

verschmolzen, vgl. Bern. ob.

P1. 93. /3 Hercul i s . 1903 Juni 26 1 5 ~ 5 6 "

23 - 6.2 24 - 5.9 2 5 - 6.0 2 7 - 2.5

34 + 5.3 36 - 3.3 - 4.1 38 - 1.7 - 1.7 41 - 1.8 42 - 1.0 - 1.1

44 + 1.6 + 0.1

46 + 5.3 + 5.4

Linie

47 50 5 1

53 5 5 60 7 2

76 $ 9

K z

+ 0.6 - 0.5 + 0.5

+ 4.1 + 2.6 - 3.9 - 5.0 + 1.2 + 0.4 + 3.1 + 3.0

+ 5.0 - 1.9 + 6.8

km km

2 0 I 4 16 Eisen 14 16 g1 - 1.04 + 0.81 (Va) + 0.45 - 0.48

P1.95. a U r s a e maj.

1903 Juni 2 7 1 6 ~ 1 0 ~ .

'9 2 1

2 2

23 24 2 5

35 36 37 38 39 44 46 47 5 1 60 68 7 2

7 7 79

+ 3.7 + 4.2 + 4.4

+ 5.3 + 7.0 + 7.0 + 2.3 + 8.4 + 5.8 + 5.2

+ 7.3 + 6.7 + 2.5

+ 4.3 4 2.9 + 4.3 + 8.0 - 2 . 0

0.0

+ 5.5 + 3.4 + 4.7 + 2.0 + 5.0 + 7.2 + 7.3 + 3.6 + 9.6

2 0 I3 I 5 Eisen 15 I 4 g1 + 5.37 +- 4.39

- 0.72 + 0.15

P1. 96. 6 Ophiuchi . 1903 Juni 2 7 1 8 ~ 4 8 ~

I 9 - 6.8 2 0 - 6.3 24 - 8.2 26 - 6.7 2 7 - 4.3 32 - 3.4 39 - 1.2 - 6.5 41 - 6.7 - 6.5 42 - 4.8 - 5 . 2

46 + 0.6 + 1.2 48 - 5.5 - 7.1 5 1 - 3.2 - 1.8

44 - 8.6

Link I( z km km

53 - 5.1 61 + 0.4 - 0.4 65 - 0.8 - 1.9 7 2 + 5.0' 7 7 - 6.6 78 - 5 . 2

I 9 I 3 I4 Eisen 1 4 16

__

g, - 3-67 - 4.56 (US) - 0.36 + 0 . 1 1

dA merklich, vgl. u.

P1. 97. y Aquilae. 1903 Juni 28 1 8 ~ 5 2 ~

Sternspektrurn sehr matt und verwaschen.

23 - 1 1.2 -10.4 35 - 9.6 - 8.9 39 -11.6 -13.0 41 - 3.6 - 4.3 42 -10.4 -10.0

46 - 4.3 - 3.1 47 -14.9 -12.9 48 -10.5 -10.9

51 -10.8 60 - 1 2 . 5 -16.2 68 - 5.9 - 6.6

I 3 ' 3 I 1 Eisen 14 14 g1 - 9.95 - 9.65

44 - 1 2 . 8

5 0 - 1 1 . 2 - 9.8

. ( ~ a ) - 0.80 - 0.76

P1. 103. B Cygni , maj. dpl.

1903 Juli I 2oh4sm Sternspektrum etwas matt

und verwaschen. 23 -29.5 -29.9 2 5 -29.6 -30.2 26 -31.5 -32.9 35 - 30.3 41 -25.4 -28.1 44 -30.7 -29.8 5 0 -30.9 -31.3 5 1 -29.7 -29.6

61 -31.1 -33.1 64 -29.9 -30.1

7 7 - 2 7 . 0 - 2 8 . 0

78 -29.9 -27.9 I 4 I 3 14 Eisen 1 7 16 g, -29.69 -29.98

5 5 -27 .4 -25.3

68 -33.4 -33.3

(Va) + 0.40 - 0.18

3973 I94 I93

Linie li z PI. 104.

a U r s a e min. 1903 Juli 2

I 9

23 2 5 2 6

2 7 28 31 36 37 38 39 40 44 45 46 41 5 0 5 2

5 5 60 1 2 75 7 1 78 79

2 2

k m - 19.1 - '9.3 - 15.4 - 19.4 - 18.4 -19.3 -19.3 - I 7 .0 - 19.6 - 16.8

- 13.0 - 18.6

- 16.2

- 14.6

-17.7

-15.4

1 6 ~ zrn k m

- 2 1 .

- 17.3 - 16.0

-- 14.4 - I 8.4 -15.8 -15.3 - 13.3 - 19.2 - 19.1 - 14.4 - 14.2

-18.9 - I 5.0 - I 7.8 - I 1.4

- 11.1

- 11.1

26 16 I8 Eisen 15 16 g, -17.44 -15.81 (va) + 0.41 - 0.49

Linie I< z

PI. 105.

U r s a e min. 1903 Juli 2 1 8 ~ 5 6 "

Sternspektrum etwas matt und verwaschen.

2 1 t 2 3 . 8 23 t 2 2 . 7

24 +19.5 39 +23.7 t 2 3 . 4 41 +a4.5 t 2 4 . 2

km km

42 + 2 5 . O +24.4 44 t 2 4 . 9 f 2 6 . 5

5 0 +24.9 t 2 3 . 3 46 +27.8 1 - 2 9 . 2

5 1 t 2 4 . 2 +24.q 53 +17.4 f 1 7 . 2 60 + 2 2 . 9 +22.8 61 + 1 7 . 0 +18.0 68 +21 .5 +23.4 1 2 +28.5 7 4 + I 5 4 I 1 +I9.8 11 54 I 4 Eisen 13 '5 g, t 2 2 . 6 8 + 2 3 . 0 8 (v2) - 0.19 - 0.14

In der obigen Zusammenstellung der Ergebnisse ist durchaus kein gemessener und berechneter Wert unterdruckt und es sind nur einige wenige Werte, darunter die der grund- satzlich verworfenen Linie 49, woruber schon oben das nahere gesagt ist, und ferner ein paar vereinzelte, die schon bei der Messung selbst als verdachtig bezeichnet waren und ganzlich abwichen, nicht zur Mittelbildung herangezogen worden. Zur Kennzeichnung sind diese Werte eingeklammert.

- Platte

Ni-. ~.

54 66 7 1

7 2

13 74 78 80 8 1

Linie I< z P1. 106.

a U r s a e m i n . 1903 Juli 41 1 8 ~ 3 2 ~

I 7 I 9

24 2 5 26 2 1 28 31 34

31

40 43 44 45 46 50

52

5 5 60 7 2

15 16 7 1

2 2

36

38

k m

- 18.6 - I 5.8 - 18.0 - 18.6

- 2 2 . 1

- 18.0 - I 7.6 - 2 1.8 -20.6 - 17.0 -15.1 -20.1

-23.8 - 16.0 - 16.3

km - 16.1 -11.4

-21.5 - 19.2 -23.7 -22.5 - 19.8

- 2 0 . 1

- 2 0 . 1

-21.1

- '9.4 - 15.4 -19.2 - I9.3 - 2 1.6

-20.5

- 18.7

Das Datum Juli 4 steht deutlich so im Beob.-Tagebuch, ist j e - doch nicht absolut zweifelfrei.

Es ist hier, ehe die Ergebnisse weiter diskutiert werden, noch ein Wort ilber die sogenannte Lagendifferenz zu sagen. Die Werte oben sind sofort im Mittel aus beiden Lagen berechnet, da es eine ganz uberflussige Verdoppelung der Arbeit gewesen ware, die Auswertung fur jede einzelne Lage getrennt durchzufuhren, und weil die Lagendifferenz sich mit geringer Muhe aus den folgenden Zahlen herleiten laflt.

Eist P

+ 5 5 -194 + 93 - 31 +358 + I 9 9 + 54 +364 +368

___ d. A.

23 I 8 'I I 5 11

18 8

'9

~- __

2 0

Kiistner

Stei P

+ 8 2 -135

+ '3 +374 + 2 1 8

-1-114 +365 f 343

3-151

Linie K Z

k m km 78 -13.8 79 -18.9 28 'I 1 1

Eisen 17 I 4

(4 - 0.01 + 0.78 g, -18.36 -19.14

P1. 109.

@ Boot i s .

1903 Juli 1 5 1 8 ~ 4 2 ~

23 - 3.6 2 5 - 0.5 2 7 - 1.3 36 - 4.5 37 + 2.1

, 38 - 6.2 39 0.0

41 - 2.3 42 - 4.7 53 55 + 0.4 58 - 5.9 60 - 0.5 1 2 - 3.4 76 - 0.4 I 5 14 Eisen 16 g1 -

__-

2 . 2 0

(4 - 0.35

- 2.4 + 0.4 + 1.0

- 4.5

- 5.1

- 3.0

+ 4.3

- 5.0

- 3.6 - 3.2

16

+ 0.48

+ 2 . 0

I .o -

I 2

- 1.68

E r m i t t e l u n g d e r L a g e n d i f f e r e n z 11-1.

d. A.

42 33 3' 31 35 41 43 41 43

__ ~

Differenz Ap = 11-1

+ 2 1 +O.l +59 + 1.6

+ 44 + 1.2

+16 + 0.4 + I 9 + 0 . 5 + 60 + 1.6 + I 0.0

- 2 5 -0.7

- k m

+58 + 1.5

Eisen P ___ -__

+ 83 - 1 2 8 + 54 - 84 +242 + 97 + '5 +242 +256

d. A. __ ~

I 5

2 7 I8 24

16 1 5

2 1

I 0

I 2

Zurhellen

Stern P

+ 140 - 16 +126 + 4 +333 + 190 + I 0 1 +297 +302

___ d. A.

40 41 37 30 33 5 1 55 5 0

37

~

~

Differ enz A? = II-I

km + 57 + 1.5 4 5 2 + 1.4 + 7 2 + 1.9 + 88 +2.3

+ 91 + 2.4 + 93 +2.5

+ 86 t 2 . 3 + 5 5 +I .5 + 46 +1.2

13

I95 3973 1 96

d . A .

41 31 44 32 29 51 30 43

~

A$ = 11-1

+ 32 + 0.8 + 61 + 1.8 + 60 + 1.6 + 66 +' . I + 45 + 1.2

+ 34 + 0.9 + 49 t l . 3 + I 0 3 + 2.7

_ _ _ ~ - km

~ _ _

82 83

86 92 93 95 96 91

103 104 105 106 109

85

P ~ __ ~

+390 +418

- 5 4 + 2 2

+ 23 + 62

+229 - 6 -196 +I37 +126 +198 Mittel

0

+365

~~

2 1

' 7 30 32 2 1

41.711 +28.1 = +0.74

+ 48 - 23 + 49 + 5 5 + I 2 3

Zur Kontrolle der Rechnung war gleich bei jeder Eisen- und Sternlinie die Differenz 11-1 der Mittel der Schraubenablesungen hingeschrieben ; I1 wie erwahnt immer subtrahiert von 2 0 0 . Die Plattenmittel 1 dieser Differenzen sind oben in Einheiten von OROOOI angegeben. Bildet man die Differenz Ap im Sinne Stern minus Eisen, so ist dies die gesuchte Lagendifferenz in derselben Einheit. Zur Urn- wandlung in Kilometer ist = 264 km geetzt, entsprechend der durchschnittlichen Wellenlange 2. = 4344 der Sternlinien. Fur die einzelne Platte ist dies nicht ganz richtig, obschon der Fehler kaum das zehntel Kilometer beeinfluat; fur das Mittel jedoch ist die Umwandlung zutreffend. Es ergibt sich, dafi beide Beobachter in der Lage 11, wo Rot links irn Mi- kroskop, die Sterngeschwindigkeit starker positiv rnessen, als in Lage I, wo Rot rechts im Mikroskop erscheint, und zwar:

Klistner +0.74 km Zurhellen + 1.93 km

Diese Werte sind an sich nicht grofi - sie sind linear auf der Platte gleich + O . O O O ~ mm und +o.o018 mm - und haben nichts auffalliges, lehren aber doch wieder, dafi die Durchmessung in beiden Lagen unerlafilich ist.

Endlich sind bei dieser Nebenrechnung noch gebildet die Abweichungen der Differenzen 11-1 der einzelnen Linien

2 7

5 2 24 61 37 58 56 58 5'

- PI. Nr.

_ _ ~

54 66 7 ' 1 2 73 1 4

80 81

18

+48 + 1.3 +3I +0.8 + 2 7 +0.7

+32 +0.8 I + G I + 1.6

+30 +0.8 +86 + 2.3 +38 + 1.0

0 0.0

Eisen

k m - 7-00

-10.42 t 2 5 . 0 7

-73.59

-k34.01 - 3.16

9 . 2 7

i-13.97 +-11.42

P

+ I 9 7 +34I + 80 - 24 - 61 + I 1

+ I 3 + 2 I 1

+ I 4 4 + I 0 0

- I 7 0

- 2 7

-~ -~

+ 38

+ 61 -~

k m - 6.64

- 9.53 +24.88

- 13.51

+34.17 - 3.04 + 9.31

+13.68 +11.67

d. A.

11

'9 '3 '5 '9 '3

16

16

I 4 18 17.5

~

~

2 2

2 '

I 1

2 1

__

km - 6.02 - 72.90 - 9.13 t 2 5 . 6 1 +33.79 - 2.59 +10.42

+ 1 z . r 5 + 12.94

Zurhellen

Stern I1 Differenz

km- - 6.58 - 73.44 - 9.18 +25.69 +34.02 - 2.64 +11.31

+ 1 2 . 1 2

+ 12.86

P +229 + 4 0 8 + 140 + 42 - 16 + 45 + 62 +320 + 2 3 7 +196 - 87 + '45 + 53 +191

~ - - _ _ _ ~

von den Plattenmitteln p . Das arithrnetische Mittel dieser absolut genommenen Abweichungen ist oben unter d. A. angefiihrt. Es geht hieraus hervor, dafi beide Beobachter sehr nahe gleich genau gemessen haben, uud dafi die Stern- linien bei gleicher Zahl der Einstellungen sich nur halb so genau als wie die Eisenlinien haben messen lassen, was nicht zu verwundern ist. Diese durchschnittliche Abweichung mit 0.423 multipiiziert ergibt genahert den wahrscheinlichen Fehler Y der Messung einer Linie durch einen Beobachter im Mittel aus beiden Lagen. Es folgt speziell fur die Sternlinien:

Kiistner Zurhellen Y = &oRo0176 k o R o o I 8 1

f 0.48 km f 0.46 km

Diese Zahlen werden unten auf ganz anderem Wege eine unabhlngige Bestatigung finden. Sie geben selbstver- standlich nur Auskunft Iiber die innere Scharfe der Messung gegebener photographischer Linienbilder, die mit diesern ganz vorziiglichen Mikroskop und Mikrometer sich erreichen lafit, und lehren, wie sich gleich zeigen wird, dafl die reinen Mefifehler verschwindend klein sind gegeniiber den aus anderen Quellen stammenden Fehlern, und daa soniit die Bemiihung zur Verscharfung des Endergebnisses nicht an dieser Stelle wird einzusetzen haben.

P l a t t e n m i t t e l v e r s c h i e d e n e r N a h e r u n g d e r b e o b a c h t e t e n G e s c h w i n d i g k e i t e n .

g8

- 7 . 2 2

-13.59 - 10.42 + 24.86

~~~

k m

4-34.01 - 2.97 + 9.74 + I 1.50 +'3.59

61

k m

- 6.57

- 9.18 - 53.26

+ 2 5.90 +34.2 I

- 2.62 + 10.79 t 1 2 . 7 8 + I 1.84

A& k m

-0.43 -0.33 -1 .24

-0.83

-0.54 - 1 . 5 2

- 1.36 + 2 . 1 3

- 0.20

K - Z

A82

k m -0.62 -0.61 - 0.40 -0.73 +0.38 - 0.45 - 1.05 - 1 . 2 7

+Is53

A88 ~___ k m

-0.64 -0.15 - 1.24 -0.83

-0.33 -1.57 - 1.36 +I.41

- 0.0 I

81

km

- 6.19 - 7 3.42 - 9.80 +25.49

- 2.89 + I 0.03 + 1 2 . 1 0

+ I 2.90

-~

i-34.11

/2 (I( + Z)

- 6.33

6 2

k m

-73.21 - 9.33 t 2 5 . 2 5

+33.98 - 2.82 + 9.90 t 1 2 . 3 1 +12.91

6 8

- 6.90 -13.52 - 9.80

_ _ _ _ _ ~

k m

+25.28

+j4.01 - 2.80 t10.52

+I2.18 + I 2.86

* 97

PI. I N I Kiistner

km -0.83

+ 0 . 5 2 -0.99

km km -1.61 -1.35

+0.30 t 0 . 0 2

-0.26 -0.3'

gs km

- 0.86 - 7 2,43 - 28.04

-20.30 - 0.76 + 4.93

4. I I - 10.17

~- .~ .- __

- 12.00

-

-29.48 - 17.45 t-22.27

- I 8.70 2.2 I -

8 2

85 86 92 93 95 96 97

103 104 105 106 109

83

3973

1 5 1 - 0.93 1 - 1.23

14 -27.63 -28.14 14 -12.49 -12.27

13 -19.86 -20.18

14 - 1.04 - 0.59 '3 + 5.37 + 4.65 13 - 3.67 - 4.03 13 - 9.95 - 1 0 . 7 5 13 -29.69 -29.29 16 -17.44 -17.03 14 +22.68 +22.49 17 -18.36 -18.37 14 - 2.20 - 2 . 5 5

13 -72.64 -71.99

g1 km

- 7 1.65 0.10 -

- 2 8 . 1 5

-19.31 + 0.81 + 4.39 - 4.56 - 9.65 -29.98

--II.47

-15.81 +23.08 - 19.74 - 1.68

1

- 0 . 5 5 -1.85 +0.98 +0.89 -0.30 + 0 . 2 9

-1.63 -0.40

Zurhellen

9 2

+ 0.38 -71.73 - 2 8.44 - I 1.91 -19.13 + 0.33 + 4.54 -- 4.45 - 10.41 -30.16 - 16.30 + 2 2.94 - I 8.96

~- km

1 - 2 0 -

- 1.05 -0.78 -0.92 - 1 . 2 1

t - 0 . 1 1 +0.28 +0.42 +0.36 -0.34 -0.26 +0.87 t o . 3 1 -0.73 --1.32 -0.45 -0.90

In der vorstehenden Ubersicht sind zuoachst die schon oben bei den einzelnen Platten angegebenen Mittel g, zu- sarnmengestellt. Bildet man jetzt die Abweichungen v, der einzelnen Linien von diesen Mitteln g,, und zwar getrennt fur beide Beobachter, und surnrniert sie absolut genommen, so folgt in guter Naherung und im Durchschnitt der ganzen Reihe der wahrsch. Fehler der Geschwindigkeitsbestimmung

dnrch eine Linie y1 = 0.8453 ____, wo m die Ge-

samtzahl der Beobachtuogen und 7t die Zahl der Platten d. i. 23 bedeutet.

2s Vl I / m . (m - 72)

Kiistner Zurhellen

2 Vl 801.3 762.5 Beob. 325 326 y1 f2 .16 km f 2 . o ~ km

Bei naherer Betrachtung der v, erkennt man jedoch sofort, dafi die fur die Sternlinien in erster Naherung nach

+1.38 +0 .59 - 0 . 5 2 1-1.35 ___.__

r8 .. ~- - _ _ ~ ~ _ km

+ 0.49 - 7 2 . 1 2

- 28.06 - I 1.67 -19.52 + 0.45 + 4.65 - 4.47 - 9.91 -29.79 - 16.13

- I 9.5 I - 1.69 Mittel :

+23.17 +o.81 -0.52

__ ~

I T 19 2 0

21

2 2

23 24 2 5 26 2 7 28 31 32 34 35 36

g1

- 0.52 -72.14 - 2 7.89 - I 1.98 - '9.59

+ 4.88 -- 4.12 - 9.80 - 29.84

km

- 0.11

- 16.62 + 2 2.88 - 19.05 - 1.94

:rer:)

+ 1 . 2

- 1.2

-0.9 2

+2.3 5 -1.2 6 -0.3 I 1

- 2 . 5 7 -1.5 6 -2.0 9 -1.8 3 - 0 . 2 5 -3.4 1 -0.1 6 +0.3 7

, -1.6 11

-4.6 4

'* (K + 2) gz

- 0.43 - 7 1 . 8 6 -28.29 - I 2.09

~- km

- I 9.66 0. I 3 -

+ 4.60 - 4.24 - 10.58 -29.72 -16.67 t z 2 . 7 2

- I 8.66 - 1.88

37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 5 0

Rowlands Sonnenlinien angenommenen Wellenlangen sehr wohl noch einer Verbesserung bedtirfen, iodem manche Linien durchgehends bei allen Sternen und bei beiden Beobachtern in dernselben Sinne abweichen. Es sind deshalb zunachst einmal, urn ohne jede willkurliche Ausschlie~ung vorzugehen, fur a l l e Linien - getrenot immer fur beide Beobachter - die Lioienmittel (v,) gebildet und in der folgeoden Tabelle zusammengestellt ; die letzte Kolumne enthalt die Mittel aus beiden Beobachtern gebildet mit Rucksicht auf die Zahl der Beobachtungen. Die Zusamrnenfassung aller beobachteten Sterne war hierbei gestattet, da ihr Spektraltypus in dem hier untersuchten Wellenlangeogebiet wenig differiert, und sie war andererseits geboten wegen des geringen vorlaufig in dieser Versuchsreihe zur Verfugung stehendeo Materials ; so- bald eine langere Beobachtuogsreihe vorliegen wird, werden naturlich die Sterne inbezug auf die Verbesserung d. h. die Bestirnmung der Wellenlangen ihrer Linien entweder einzeln oder in Untergruppen zu behandeln sein.

+ I .7 8 -1.6 12

+0.6 15 -1.8 9 +1.5 11

+O.I 7

t 0 . 6 13 +I .7 5 t 3 . 3 I 5 t o . 4 11

f 1 . 2 4 -0.6 11

-2.1 I

B e o b a c h t e t e K o r r e k t i o n e n d e r W e l l e n l a o g e n d e r S t e r n l i n i e n n a c h R o w l a n d .

Zurhellen (v,) B

+ 1 . 5 2

-0.5 I -0.6 3 -1.1 4 -0 .7 8 -0.2 9 -3.8 8 -2 .8 7

km

-1.6 9 -0.6 8

-1.3 5 - 1 . 5 3 t 0 . 3 11

t 1 . 6 9 -1.1 I 3

-1.1 2

Mittel (v,) = dh B . -. km

+1.3 t o A o I 8 6 -0.9 - -0.7 - +0.8 + -0.9 - -0.3 - -4.1 - -2.7 - -1.6 - -1.3 - -1.5 - -0.6 -

f O . 2 + t I . 1 + -1.3 -

- 2 . 0 -

gs

- 0.19 - 7 2 . 2 7

- 2 8.05 - I 1.84 - 19.91 - 0.15 + 4.79 - 4.29 - 10.04 -29.64 - 16.79

km

+ 2 2 . 7 2

- 19.10 - 1.95

Zurhellen

(4 B

+ I * 5 9 -1.4 I 3 t o . 6 13 -2.3 8 +0.3 11

+o.z 8 -3.7 2 + 0 . 7 I 0 t 1 . 0 6 +2.6 17 +0.8 14 t r . 3 6 t 0 . 3 13 +1.3 1 2

-1.3 5 - 0 . 5 6

km

Mittel . (v,) = dh B km

+1.6 +oA023 17 2 2 25 -1.5 -

+0.6 + 9 28 - 2 . 1 - 30 ' 7 +0.9 + 13 2 2

+ 0 . 2 + 3 I 5 -3.2 - 46 3 t o . 6 t 9 23 +1.3 + 19 1 1 t z . 9 + 42 32 t o . 6 t 9 2 5 t 1 . 3 + 19 10 ---0.1 - 1 24 +1.3 + 19 2 5 - - -1 .2 - 18 13 -1.4 - 2 1 I 1

13'

I99

B

3973

Zurhellen Mittel k,). B = d h 13

2 00

:fer 9 1 f 2 . 0 km 6 -3.2 3 -1 .9 I

-2 .8 3 -1.3 2

+1.9 5 -3.3 4 -1 .4 9 f 1 . 2 4 -2.3 7 -0.3 8

79 I - 1 . 0 3 t 4 . 3 3

Zurhellen

km

60 + 1 . 5 1 5 -0.1 1 2

61 -1.0 3 -0.5 4 64 +0.2 3 +0.6 2

65 + 0 . 5 2 +0 .4 3 68 -0 .1 9 1 + 0 . 5 8

+2.8 km t o A o 4 2 1 5 -2.8 - 42 4 - 2 . 2 - 33 5 -0.4 - 6 9 -0.6 - 9 I 3

I 8 I 5 - 1 . 2 - +1.6 + 24 6

Mittel (u,) = dh B

+1.3 +oAo19 1 5 t o . 8 + I 2 5 -1-0.8 + 1 2 2 7

- 0 . 7 - 1 0 7 +0.3 + 4 5 +0.4 + 6 5 + O . I + I I 7

km

Die Abweichungen jetzt weiter der urspriinglichen vl von diesen Linienmitteln (vl) mogen heiflen v2 = v1 - (vl). Bilden wir wieder die Summe der va absolut genommen, benutzen h i e r b e i jedoch aus leicht ersichtlichem Grunde nur die mindestens viermal beobachteten Linien, 35 bei jedem der Beobachter, so berechnet sich rnit Kiicksicht auf die jetzt von 23 auf 58 gestiegene Zahl der bestimmten Unbe- kannten der wahrsch. Fehler einer Linie wie folgt:

Kiistner Zurhellen 2% 608.4 626.3

Ya & 1.93 km & 1.96 km

somit ist in der Ta t durch die zweite Naherung eine merkliche Verkleinerung des w. Fehlers einer Linie erzielt worden. Aber auch der Wert Y, ist noch immer sehr vie1 grofler, als der oben aus der Lagendifferenz berechnete wahrscheinliche Messungsfehler Y = k 0 . 4 7 km einer Linie. Es treten also zu diesem reinen Beobachtungsfehler noch starke BLinien- fehlerx hinzu, deren Ursache wir zu suchen haben in Fehlern der photographischen Abbildung, zufalligen Kornablagerungen, kleinen Schichtverziehungen, ferner namentlich in Fehlern der Identifizierung der Linien selbst, in dem verschiedenen Mit- sprechen von Begleitlinien etc. Auberdem kamen noch hinzu der Fehler der personlichen Auffassung der Linie durch den Beobachter und der Fehler, der im Anschlub an das Eisenspektrum und in der Umwandlung also der Mikrometer- werte in WellenlPngen enthalten ist. DaD dieser apersonliche Fehlerc und der ,Anschluf3fehlerc jedoch den reinen Me& fehler nur unbedeutend vergtobert haben, laflt sich nach- weisen aus den Differenzen K-Z der Geschwindigkeiten, die unabhangig von beiden Beobachtern aus d e n s e l b e n Sternlinien gefunden sind, da aus diesen Differenzen der Linienfehler herausfallt.

Es finden sich in den oben ausftihrlich mitgeteilten Ergebnissen der einzelnen Linien auf den 23 Platten im ganzen 206 gemeinsam von beiden Beobachtern gemessene Linien. Das Mittel aus allen 206 Differenzen mit Rticksicht auf die Vorzeichen gebildet ist:

Beob. 297 301

K - Z = -0.13 k m , d. h. es ist nur ein sehr kleiner, kaum nachweisbarer, konstanter Unterschied vorhanden, rechnungsmabig in dem Sinne, dao K die Sternlinien kaum merklich nach Blau im Vergleich mit Z verschoben sieht ; die jedesmalige Durchmessung in beiden Lagen hat also ihren Zweck erfiillt. Das Mittel ferner der 206 Differenzen absolut genommen ist f o . 9 2 km; aus dieser durchschnittlichen Differenz folgt genahert die wahrsch.

2 0 I 3973 2 0 2

(aa) nicht erheblich: sie liegen bei K zwischen +0.89 km P1. 7 1 und -0.80 km P1. 97, bei Z zwischen +0.78 km P1. 106 und -0.76 km P1. 97, und betragen im Durchschnitt bei K 5 0 . 3 5 km, bei Z f o . 3 3 km. Es folgt hieraus, dafi eine dritte Naherung, die sonst in gleicher Weise rnit leichter Muhe durchzufuhren wtire, die g.2 nicht merklich weiter andern wiirde. Ich mochte vieltnehr schon den Werten g, der zweiten Naherung keine allzu grofie Bedeutung beilegen. Sie sind erhalten durch Einfuhrung der oben auf S. 197 ff. ausfuhrlich angegebenen Linienkorrektionen (al), die zwar formell richtig hergeleitet sind, die aber bei einer groneren Zahl seltener beobachteter Linien durch diese kurze Beobachtungsreihe doch zu schwach begrtindet sind. Als w. F. einer Beobach- tung war gefunden fur K k 1 . 9 3 km, fur 2 &1.96 km, also sehr nahe ubereinstimmend und im Mittel gleich f 1.94 km = f o 4 0 2 8 ; dies dividiert durch die Wurzel aus der Zahl der Beobachtungen B gibt sofort den zufalligen w.F. der Linien- korrektionen. Ich mochte hiernach vorlaufig nur die Kor- rektionen der Linien 24, 25, 46 und 7 2 als verburgt an- sehen, die ich hier zugleich mit ihren ursprunglich nach Rowland angenommenen und den korrigierten Wellenlangen nochmals hersetze:

Link Rowland Korr. korr. Nr. h dh h

24 4246?237 -0?058 , 4246A179 2 5 4246.996 -0.038 4246.958 46 4352.908 f 0 . 0 4 2 4352.950 7 2 4459.304 fO.042 4459.346

und dabei folgendes bemerke :

24 war gebildet aus 4246.180 - 4246.251 Fe } 4246’237 (’%) 9

es geht in der Sonne unmittelbar voran die Linie 4246.071 - 00, der vielleicht in diesen Sternen eine etwas starkere Inten- sitat zukommt und die dann mitgesprochen hat.

25 ist die isolierte Link 4246.996 E’? 5 ; das merkliche dh ist etwas auffallend !

46 war angesprochen als die isolierte Eisenlinie 4352.908 Fe 4 bei Rowland (Kayser hat dafur 4352.910 sehr nahe ubereinstimmend). Die gefundene starke Korrektion dh +0.042 erklart sich wahrscheinlich dadurch, daR die im Sonnenspektrum folgende Linie 4353.044 fir o in diesen Sternspektren im Durchschnitt starker als in der Sonne ist. Es spricht hierfur der Umstand, daR auch in dem nahe verwandten Arkturspektrum die Vanadiumlinien, wie ich bei einer Durchmusterung desselben fand, sehr vie1 starker als in der Sonne auftreten. Nimmt man an, daO die Vanadium- linie. etwa die Intensitat 2 habe, so folgte fur das Gemisch beider Linien 4352 953 entsprechend der Beobachtung.

72 war gebildet aus a 4459.199 Ni

c 4459.525 Fe, Cr I 6 4459,301 Fe ; } 4459,304 (6) *

a und B verschmelzen unbedingt zu 4459.260 (s), c steht hier- von ab urn 0.265 und erscheint somit bei der geringeren Dis- persion dieser Wellenlangen nicht getrennt von a6 (nur einmal bei P1. 109 ist von Beob. Z dnpl. ? bemerkt). Aber das Gewichts- verhaltnis 5 : I ist fur die Vereinigung wie es scheint nicht zutreffend, sei es, daI3 nicht der Lichtschwerpunkt sondern mehr die geometrische Mitte zur Beobachtung gelangt, oder da& die Chromlinie vielleicht verstarkt ist, oder daR die Intensitatszahlen nicht vollig zutreffen. Nimmt man fur a6 4 und fur c 2, so folgt schon 4459.348. Die Wellenlangen solcher Gemische mussen allein schon wegen kleiner Fehler in den Intensitatszahlen bei Rowland aus den Sternen selbst bestimmt werden.

Aufier bei diesen vier Linien fallt noch bei Linie 40 eine starke und scheinbar gut verbiirgte Korrektion auf; sie ruhrt jedoch wesentlich nur her von P1. 78: K - 5 . 5 , Z -6.7 km, und P1. 8 2 : K -6.8, Z - 7 . 1 km. Die Linie ist hier offenbar, wie dies schon oben in der ersten Rech- nung bezuglich der P1. 86 bemerkt war, durch Zusammen- fliefien mit den -vorangehenden schwachen Linien um 0-810 nach Blau verschoben. Ich lasse sie deshalb auf den Platten 78 und 8 2 fort; sie wird in Zukunft wegen ihres schwan- kenden Verlialtens nur rnit besonderer Vorsicht zu benutzen sein.

Werden also in der ursprunglichen Rechnung nur die Wellenlangen der eben genannten vier Linien wie angegeben korrigiert und wird Linie 40 bei PI. 78 und 82 vom Mittel ausgeschlossen, so gehen die Sterngeschwindigkeiten g, iiber in die Werte g, , die oben schon mit aufgefuhrt sind. Da- selbst sind ferner angegeben die Unterschiede K-Z beider Beobachter: Ag,, dg, und Ag3. Ihre Mittel -0.36, -0.35 und -0.43 km geben ini wesentlichen auch wieder den kleinen konstanten Auffassungsunterschied der Beobachter zu erkennen, enthalten ihrer Herleitung nach aber auch noch Reste der Linienfehler, weshalb es nicht auffallend ist, dafi diese Werte hier ein wenig starker negativ herauskommen, als der oben aus den gemeinsamen Linien gefundene Wert K-Z = -0.13 km; dieser ist der richtigere, da er ginzlich frei von Linienfehlern ist. Es folgt weiter aus den Quadrat- summen der Abweichungen der einzelnen dg vom zugehorigen Mittel als zufalliger wahrsch. Fehler einer Plattendifferenz K - Z

w. Fehler eines Agl k 0 . 6 7 1 km 3 2 &2 &0.503 P

> n Ag, k 0 . 5 0 8 P

und es ist also in den g,, wo nur vier Wellenlangen identisch fur K und Z korrigiert sind, dieselbe Verbesserung in der ubereinstimmung zwischen beiden Beobachtern erzielt worden, wie in den g,, wo alle Wellenlangen und getrennt fur K und Z korrigiert sind; ich ziehe deshalb die g, vor.

Aus dem w. F. einer Differenz Ag, = rt0 .508 km wiirde weiter als w. F. eines Plattenmittels g, von einem Be- obachter k 0 . 3 6 km folgen. I m Durchschnitt hat jeder Be- obachter je 14 Linien auf einer Platte gemessen, ferner war oben als w. F . einer Linie gefunden f 1.94 km, woraus sich der wahrsch. Fehler eines Plattenmittels etwas grofier gleich - + 1 .94 : 1/G = k0.52 km berechnet. Tatsachlich ist der aus den Differenzen dg, gefolgerte Wert etwas zu klein berechnet, da beide Beobachter zum Teil dieselben Linien gemessen haben und somit aus den Differenzen dg3 die Linien- fehler zum Teil herausgefallen sind. Streng genommen w&en nun auch neue Plattenmittel gemeinsam aus den Werten beider Beobachter rnit gehoriger Rucksicht auf das VerhSltnis zwischen dem Bpersonlichen Fehler a und dem 3Linienfehlera zu bilden gewesen. Ich habe von dieser komplizierteren Mittelbildung, durch die nichts wesentliches geandert wurde, Abstand genommen und bin bei den obigen einfachen arith- metischen Mitteln (K+Z) der Plattenwerte g, stehen geblieben. Sie sind zur besseren Ubersicht hier nochmals nach den Sternen und deren RA. geordnet und auf die Some reduziert. Unter L steht die Anzahl der v e r s c h i e d e n e n Linien, Ya ist die Korrektion wegen j3hrlicher Geschwindigkeit

2 0 3 3973 204

.

der Erde berechnet mit Schlesinger's Tafeln Astroph. Journal Bd. X S. 4, Yd die Korrektion wegen taglicher Geschwindig- keit, entnommen aus einer kleinen mit den Argumenten Dekl. und Stdw. fur Bonn berechneten Hilfstafel, V endlich die resultierende Geschwindigkeit gegen die Sonne.

R a d i a l e G e s c h w i n d i g e i t e n von 18 S t e r n e n r e d u z i e r t a u f d i e S o n n e .

I'

km _____

- 14.22 - 16.12 + 5.5' -35.15 - 7.24 -I 1.84 + 1.59 -15.19 + 18.10 - 2 0 . 2 9

- 19.28 - 12.54 + 4.48 + 5 . 0 2

- 12.20 -73.16 - 74.97 - 11.57 - 9.33 - 2 7 . 1 0

- 22.86 + 0.04 - 7.58

- Platte

Nr.

'04 I 06 73 54 95 80 7 2 82 '05 7 1

I09 74 18 81 93 66

86

~~

83

96 85 '03 97 92

a Ursae min.

E Leonis y Leo. nia. dpl. a Ursae maj. .s Virginis q Bootis E Boot. ma. dpl. /3 Ursae min. /3 Bootis

6 Bootis a Serpentis

p Herculis 5 Herculis

p Ophiuchi

y Draconis /3 Cygni ma. dpl., y Aquilae

))

n

>

n

>

y Cygni

Stern I

t34.01 - 6.90 + 4.79

RA.

V

v v

20

18 2 0

20

17'39 )) i

-28.27 - 23

-11.90 - 13 -28.05 - 20

-23,94 - 8

>

I 7 54 I9 27 I9 42 2 0 I9

1 5 ' -17.66 - 3

Der wahrsch. Fehler einer beobachteten Geschwindig- keit Y wird nicht zu gunstig berechnet, wenn man ihn gleich f 1.94 : v E setzt, da hierbei dann auber acht bleibt, daB die Linien zum Teil nicht von einem, sondern von zwei Beobachtern gemessen sind. Im Mittel ist L = 2 0 und der w. Fehler eines Y berechnet sich somit im Durchschnitt gleich f 0.43 km.

Diese Zahl enthalt aber nur den zufalligen Fehler des Resultates einer Platte, dagegen nicht den systematischen oder plattenkonstanten Fehler. Dieser, der erfahrungsmafiig von gleicher Ordnung wie jener ist, wird sich erst bestimmen lassen, wenn eine sehr vie1 groaere Reihe mit wiederholten Aufnahmen derselben Sterne unter veranderten Umstanden, in verschiedenen Lagen von Refraktor und Spektrograph, mit verschiedenen Aufnahnien des Vergleichsspektrums etc. vorliegen wird, deren Ergebnisse unter sich und mit denen anderer Instrumente werden verglichen werden konnen. Ein ganz kleiner Anfang ist in dieser Hinsicht oben bereits gemacht, indem drei Sterne a Ursae minoris, 5 Herculis und B Ophiuchi in den beiden Lagen des Refraktors Achse folgt und voran, d. h. Kamera oben und unten, aufgenommen sind. Der Polarstern gewahrt hier jedoch wegen seiner rasch ver-

23 1 1 -14.91 I 7 1 - 4.55 18 -10.39 15 -17.14 19 - 9.69 2 2 - 6.04 24 - 7.19 I 2 0 -12.09 19 + 0.33 2 0 - 2.66 2 0 + 0.28 I9 - 4.95

14 + 6.87 l 13 + I O . O ~

l I9 +I2.24

18 + 0.94

g- IAchsel

0

- 9 - 7

- 19 - 5

- 5 + 4 + 3 - 4

- 9

- 9 + 6 + 9

- I 0

0

- I

+ I

1 I km

- 0.19 +22.72

- 9.80 - 1.95 - 2.80 + I O . 5 2

t12.86 - 0 . 1 5

-73.52 -72.27

-I 1.84 - 4.29 -28.05 -29.64 -10.04

1 -19.91

v v v v v

v f f

f

f v v

v

v

v

f

+ 5 1 30 +27 45 1 + I O 22

+39 56

Juni 11.494 Juli 1.570 Juni 28.500

n 25.508

anderlichen Geschwindigkeit ohne weiteres keinen Anhalt. Bei den anderen beiden Sternen hat die Differenz f-v ent- gegengesetztes Vorzeichen, sodafi -- wenn man aus zwei Werten Uberhaupt schon etwas schlieoen darf - wenigstens kein besonders starker konstanter Lagenunterschied vorhanden zu sein scheint.

Auf eine Quelle systematischer, von dem Stunden- winkel und von der Lage des Instrumentes abhangiger Fehler, die bei dem Bonner Spektrographen volle Beachtung erfordert, bin ich bei der Fortsetzung der spektrographischen Beob- achtungen in diesem Fruhjahr aufmerksam geworden: es ist die B i e g u n g d e s S p e k t r o g r a p h e n se lbs t . Man kann sie leicht mit aller Scharfe untersuchen, indem man schmale Eisenspektren (immer mit diffu s e m Eisenlicht) auf derselben Platte dicht nebeneinander in verschiedenen Lagen des Fern- rohres aufnimmt. Der so fur den Bonner Spektrographen von mir ermittelte Biegungskoeffizient 1) betragt fur 1Yy (genau genommen fur I. 4337) 1Ao9, ist also sehr erheblich, und da der Bonner Spektrograph an Festigkeit der Konstriiktion anderen ahnlichen nicht nachzustehen scheint, so werden wohl auch bei diesen merkliche Biegungen vorhanden s e h a )

. - - . -

I) Diese Biegung verlauft stetig und immer in derselben Weise, ich werde dariiber an anderer Stelle noch ausfuhrlicher berichten; urn eine Schlotterung etwa einzelner Teile handelt es sich nicht.

z, Hestimmte Zahlenangaben hieruber habe ich bei einer Durchsicht der Litteratur nicht finden kdnnen, trotzdem die Biegung sehr haufig und von verschiedenen Autoren erwahnt wird. Auch Deslandres, der 1898 Bull. astr. 15.55 in der oben angegebenen, naheliegenden Weise die Biegung des damals von ihm benutzten Spektrographen untersncht hat, gibt nur an, daO sie unmerklich sei ; die Montierung dieses Spektro- graphen scheint demnoch allerdings rigider aIs die des Bonner Spektrographen zu sein.

2 0 5 3973 206

Bei der Aufnahme der Sternspektren kommt es nun allerdings nicht auf die Biegung selbst, sondern nur auf ihre Anderung rnit dem Stundenwinkel bei konstanter Deklination an. Aber auch diese Anderung ist noch sehr merklich. In m a x i m o erreicht hier die s t u n d l i c h e L i n i e n v e r s c h i e - b u n g d u r c h B i e g u n g s a n d e r u n g 0418 in extremen Lagen von Rohr und Spektrograph, und selbst in den gewohnlichen Gebrauchslagen steigt sie immer noch bis O ~ I O gleich 6.9 km an. Dies sind Verschiebungen durchaus vergleichbar den durch I O C. Temperaturanderung verursachten (vgl. Hartmann, Zeitschr. f. Instrumentenkunde 2 I .3 I 5). Ferner aber ist die Biegung vom Sinus und Cosinus des Stundenwinkels ab- hangig; ihre Anderung erfolgt somit nicht einfach proportional der Zeit, vielrnehr hat - wenn man sich die Lage einer Linie als Funktion der Zeit t gezahlt von der Mitte der Exposition durch eine Potenzreitie x = a + b t + c t2 + . a . ausgedrtickt denkt - der Koeffizient c des quadratischen Zeitgliedes infolge der Biegung des Spektrographen merkliche und rnit dem Stundenwinkel der Aufnahme systematisch wechselnde Betrage. Es konnen deshalb auch systematische Fehler entstehen, wenn das Vergleichsspektrum nur am Anfang und Ende, oder auch wenn es nur in der Mitte der Sternaufnahme exponiert wird. Die mittlere Lage des kontinuierlich wahrend der Zeit T aufgenommenen Stern-

spektrums ist gegeben durch x, = a + - T2, wie man durch

Integration der Reihe oben sofort sieht (vgl. auch Astroph. Journal 1 2 . 2 7 7 , wo Wright dieselbe Frage aus allgemeinen Grunden erortert), und man hat also bei den diskontinuier- lichen Aufnahmen des Eisenspektrums dafur zu sorgen, da0 im Mittel derselben das quadratische Glied - wahrend die ungeraden Potenzen durch symmetrische Anordnung gegen die Mitte von selbst herausfallen - ebenfalls den Faktor

In der vorjlhrigen Reihe habe ich das Eisenspektrum am Anfang und Ende aufgenommen, besonders aus dem Grunde, weil dann bei der langen Zwischenzeit Linienver- schiebungen irgendwelcher Herkunft sich am ehesten durch Unscharfe oder gar Verdoppelung der Eisenlinien verraten miissen. Diese Prufung wird aber nur ziemlich grobe Ver- schiebungen erkennen lassen; bei kleineren, fur die verlangte grofie Genauigkeit der Geschwindigkeitsbestimmung aber immer noch gefahrlichen, Verschiebungen bleiben die Eisen- linien scharf begrenzt und ihre geringe Verbreiterung wird nicht augenfallig. Andererseits erhalt c hierbei den Faktor

L+

I 2

E erhalt.

C 1/4, soda0 ein Fehler von - T2 in der Lage der Eisen-

6 linien relativ gegen die Sternlinien entsteht. Es ware dann

Bonn, 1904 August 14.

C

I2 eine Aufnahme in der Mitte, deren Fehler nur - Ta sein wiirde, noch vorzuziehen.

1st die Annahme gestattet, daD die photographische Lichtwirkung proportional der Zeit sei, so kann der verlangte

Faktor - und damit die genaue Elimination des quadrati-

schen Zeitgliedes am einfachsten so erzielt werden, dan man das Eisen am Anfang zs, in der Mitte 4 z s und am Ende nochmals tS aufnimmt, wie es auch die bekannte - bei Prazessionsrechnungen haufig benutzte - Simpsonsche Regel lehrt. Bei langeren Sternaufnahmen habe ich es jedoch rnit Riicksicht auf die bessere Elimination von unregelmaDigen zufalligen Anderungen im Apparat vorgezogen, mehr Eisen- aufnahmen zu machen, und diese zum Teil nicht auf, sondern dicht nebeneinander zu legen, weil man so in jedem ge- gebenen Fall die tatsachlich eingetretene Verschiebung scharf durch die Messung kontrollieren kann. Es stehen dann zahl-

reiche Kombinationen zur Verfugung, die den Faktor -

entweder streng oder mit hinreichender Genauigkeit ergeben, und die allmahlich sich dem Grenzfall sehr zahlreicher, gleich langer, in sehr kurzen Pausen erfolgender Expositionen nahern ; das idealste ware es naturlich, das Eisenspektrum kontinuierlich rnit dem Stern aufzunehmen, wie es der sinnreiche von Wright a. a. 0. beschriebene Vergleichsapparat gestatten wiirde, oder wie es Vogel bei seinen ersten klassischen Be- stimmungen der Sterngeschwindigkeiten niit dem Wasserstoff- spektrum getan hat.

Abgesehen von dieser Elimination des quadratischen Zeitgliedes nehme ich ferner jetzt die Sterne moglichst in den gunstigsten Stundenwinkeln und in der Lage des Re- fraktors, wo die stundliche Biegungsanderung ein Minimum ist, auf. Ein glucklicher Zufall hat es auch gefugt, dal3 die meisten der oben bearbeiteten Spektrogramme vom Sommer 1 9 0 3 in gunstiger Lage aufgenommen sind; eine Ausnahme machen nur die Aufnahmen der beiden Polsterne a: und 6 Ursae min., und hier ware also am ehesten der besprochene systematische Fehler zu befurchten.

Die Biegung des Spektrographen auf mechanischem Wege, etwa durch Konterbalanzierungen, zu beseitigen, woran man denken konnte, hake ich wegen ihres komplizierten Ver- laufes fur ausgeschlossen. Vielleicht aber wiirde sie durch eine noch festere Konstruktion der tragenden Teile und ins- besondere des Prismengehauses sich etwas vermindern lassen, und ich mochte wegen der hier gemachten Erfahrung die Aufnierksamkeit der Astronomen und Mechaniker erneut auf die wichtige Forderung gronter Rigiditat in dem Bau von Spektrographen richten.

E

1 2

C

I 2

I;. Kiistner.

kleinen Planeten auf der k. k. M. %. Wien a "PP. l o g p . A

I i h 1 2 ~ 6' ~ 3 ~ 4 2 ~ 3 6 5 8 6 8.393 1 0 2 0 50 23 3 9 15-97 8.249n 1 1 2 0 4 4 o 41 28.51 8.127 1 2 2 2 16 o 42 38.54 8.936 I I 10 28 o 5 1 40.50 8.372n 1 2 8 5 0 o 58 17.64 8.818

Sternwarte 6 aPP.

-11' 6' 14I'o - 1 1 4 9 14.5 + 1 9 6 5 1 . 2

+ 1 8 53 0 .8 + 1 8 2 2 5 2 . 7 + 3 54 32.5

in Wien. l o g p . A 0.8 7 7 0 .880 0.629 0.634 0.638 0 .7 8 7 y. Palisa.

Documents

Spektrographische Beobachtungen am Bonner Refraktor