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Visuelle Helligkeiten von 167 Sternen schwacher als 7m5 innerhalb 12.5 Parsec

( M i t t e i l u n g e n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e i n B e r g e d o r f Xr . 96)

M. BEYER, Hamburg-Bergedorf (Eingegangen 1955 MZrz 13)

Die Beobachtungen der Sterne mit sicher bestimmbaren trigonometrischen Parallaxen werden fur alle Zeiten eine wichtige Grundlage fur statistische Untersuchungen des gesamten Fixsternsystems bilden. Um einen Oberblick iiber den derzeitigen Stand der Arbeiten zu geben, veroffentlichte G. P. KUIPER [I] im Jahre 1942 ein Verzeichnis aller bis dahin bekannten Sterne, die unsere Sonne bis zum Abstand von 10.5 Parsec umgeben. Diese Zusammenstellung aller f i i r diese Sterne bekanntgewordenen Daten sollte in erster Linie zeigen, wo die Beobachtung fiir eine Verbesserung oder Vervollstandigung der f i i r die Stellar- statistik wichtigen Werte anzusetzen ware. Wahrend die Spektren fur 93% dieser Slerne bekannt waren und rnit vereinzelten Ausnahmen nur fiir die lichtschwachen Begleiter einiger heller Sterne fehlten. waren genaue photometrische Helligkeiten in weit geringerem Umfange vorhanden. Nur fur 35 von 171 Sternen schwacher als 7 3 waren photovisuelle Messungen mitgeteilt. Da aber fur die Aufstellung des HERTZ- SPRUNGRUSSELL-Diagramms der nachsten Sterne die Kenntnis guter Helligkeiten neben den Parallaxen und Spektren unbedingt notwendig ist. wurde hier im Herbst 1947 die visuelle photometrische Messung derjenigen Sterne begonnen, fur die seinerzeit noch keine genaueren Helligkeiten vorlagen. Auf eine Mes- sung der Sterne heller als 7?5 wurde verzichtet, da diese fruher in Potsdam und auf der Harvard-Stern- warte photometrisch beobachtet worden sind. Von den verbleibenden 171 Sternen der KuIPERschen Liste schieden 58 aus. da sie wegen hoher sudlicher Deklinaticn, zu geringer Helligkeit oder als sehr nahe Beglei- ter von hellen Sternen mil dem 260 mmdquatorial der Hamburger Sternwarte in Bergedorf nicht zu messen waren. Auf Veranlassung von Herrn Dr. W. GLIESE, Astronomisches Recheninstitut Heidelberg, w’urde das Programm im Sommer 1953 urn 44 Sterne mit abstanden bi? 12.5 Parsec erweitert, deren Parallaxen nach dem neuen Katalog von L. F. JENKINS [2] zwischen o’l116 und 0’.‘080 liegen. SchlieBlich wurden noch 5 Sterne mit g rokn Eigenbewegungen und zur Kontrolle der Helligkeiten weitere 5 Sterne des JOHNSON-MORGANsChen Verzeichnisses [3] aufgenommen, so daB insgesamt 167 Sterne schwacher als 7m5 gemessen worden sind.

Zu Beginn der Beobachtung war geplant, jeden Stern in mindestens 10 mondlosen und storungs- freien Nachten durch AnschluB an a hnlich helle Sterne der internationalen photovisuellen Polfolge zu messen. Im Laufe der Jahre zeigte sich jedoch, daD in Bergedorf vollig klare Nachte zu selten vorkommen, als daB ein derartiges Programm innerhalb weniger Jahre durchgefuhrt werden konnte. Um in absehbarer Zeit zu einem AbschluB zu gelangen, wurde in den letzten Jahren auch in weniger gunstigen, dunstigen oder mondhellen Nachten gemessen.

Das benutzte GRAFFsche Keilphotometer hat einen MeDbereich von 5.5 Groknklassen und ist so justiert, daD in Verbindung mil dem 260 mm-Aquatorial Sterne zwischen 8% und 14m3 gemessen werden konnen. Fur die Beobachtung von helleren Sternen wurde das Objektiv des Refraktors mit einem sehr feinmaschigen Sieb aus Messingdrahten bedeckt, das die Helligkeit um 2?58 herabsetzt und somit den MeBbereich auf das Helligkeitsintervall 6?2 bis 11m7 verschiebt. Sterne mit Helligkeiten zwischen 9mo und I I ? ~ wurden abwechselnd mit und ohne Sieb gemessen. Als Einzelmessung gilt stets der Mittelwert aus 4 aufeinanderfolgenden Einstellungen des Photometers.

Zwischen 1947 Juli 28 und 1954 Dez. 15 wurden in 147 Nachten insgesamt 1987 Messungen von 182 Sternen erhalten. Fiir die photometrischen Anschliisse waren weitere 1156 Messungen von Sternen der nordlichen Polfolge erforderlich. Von den beobachteten Sternen sind 167 in der folgenden Tabelle auf- gefiihrt. In den am SchluD gegebenen Anmerkungen sind die Helligkeiten von 6 Sternen mitgeteilt, die zusatzlich in der Nahe des Sternorts gemessen wurden, wenn der Parallaxenstern wegen ungenauer Angaben seines Orts nicht sicher zu identifizieren war. Weitere 9 Sterne erwiesen sich nach langerer Beobachtung bzw. nach AbschluD der Messungen als falsch identifiziert oder als zu lichtschwach, urn sicher gemessen zu werden.

Die Absorptionskurve des Photorrieterkeils verlauft fast geradlinig und ist aus einigen tausend An- schliissen, die im Laufe der letzten 30 Jahre an Serien von Sternen der Polfolge vorgenommen wurden. aufs beste gesichert. Die Wahl von geeigneten AnschluBsternen der internationalen photovisuellen Polfolge

14*

212 M. BEYER: Visuelle Helligkeiten von 167 Sternen schwachcr als 7115 innerhalb 12.5 Parsec

fur Anschliisse mit frciem Objektiv: Nr. Ipv CI

fur Anschliisse mit abgeblendetem Objektiv: Nr . I P V CI

rn

447 10.63 +0.37 16 11.22 $0.37

I 427 12.05 +1.22

439 13.49 $1.29

m e 8.13 +o.zo 9 8.85 S 0 . 1 4

I0 9.05 +0.12

447 10.63 +0.37 Mchrere Kontrollen an den Sternen der Praesepe ergaben eine derartig gute ubereinstimmung rnit den von JOHNSON und MORGAN in [3] mitgeteilten lichtelektrischen Helligkeiten, da13 eine Anderung in der L\'ahl der AnschluBsterne unnotig erschien. Im allgemeinen wurden die Sterne der Polfolge in jeder Nacht mindestens zweimal gemessen, und zwar zu Beginn und am Ende der Beobachtungsreihe. Nur bei langcren Unterbrechungen oder bei anscheinend wechselrider Luftdurchsichtigkeit wurden auch zwischendurch Kontrollen an der Polfolge vorgenommen. Die in das Programm einbezogenen Sterne rnit Deklinationen zwischen -5" und - 18" wurden weniger deshalb beobachtet, um genaherte Helligkeiten zu bekommen, als urn eine Grundlage fur die Ableitung der fur die einzelnen Nachte giiltigen Extinktionsbetrage zu gewinnen.

Angesichts der in unserem Klima stark wechselnden atmospharischen Verhaltnisse ist die Beruck- sichtigung der Extinktion bei den in sehr verschiedenen Hohen gemessenen Sternen auBerst schwierig. Die auf 50 m Meereshohe umgerechnete Potsdamer Extinktionstafel von G. MULLER diirfte nach zahlreichen Kontrollen die Verhaltnisse in einer trockenen und klaren Bergedorfer Nacht gut darstellen. Da jeder Stern in mindestens 4 vollig einwandfreien Nachten beobachtet worden ist, konnten die Mittelwerte der in diesen Nachten gemessenen, nahezu iibereinstimmenden Helligkeiten als Grundlage fur die Bestimmung des Extinktionsverlaufs in den weniger giinstigen Nachten verwendet werden. Die Differcnzen zwischen diesen Mittelwerten und den einzelnen Messungen wurden den jeweiligen Zenit- distanzcn der Sterne zugeordnet und auf diese Weise fur jede Nacht eine individuelle Extinktions- kurve gewonnen, die urn so sicherer definiert ist, je weiter die Zenitdistanzen auseinanderliegen. Dabei lcisten die Sterne in siidlichen Deklinationen infolge ihrer geringen Hohe uber dem Horizont gute Dienste.

Die aus den Beobachtungen in mindestens 10 Nachten gebildeten Mittelwerte sind in der Spalte ,,m beob." der folgenden Tabtlle zusammengestellt. Die in der folgenden Spalte aufgefuhrten mittleren Fehler E des Resultats liegen je nach Helligkeit des Sterns und Schwierigkeit seiner Beobachtung zwischen &om01 und fo?o9. Sie betragen im Durchschnitt E = fo'fo26.

\Yider Erwarten zeigen die visuell gemessenen Helligkeiten zum Teil sehr betrachtliche Abweichungen von den lichtelektrisch bestimmten GroBen, und zwar um so mehr, je heller und roter die Sterne sind. Diese bis zu o'f4 anwachsenden Abweichungen sind zweifellos auf den PURKINJE-Effekt zuriickzufiihren, dcr sich beim Messen wegen des Fehlens von ebenso stark gefarbten Sternen in der Polfolge leider nicht vermeiden lieB. Mit Hilfe der lichtelektrischen Celbhelligkeiten von 35 Sternen des Verzeichnisses von JOHNSON und MORGAN in [31, die auch hier gemessen sind, lassen sich Korrektionskurven fur die Spektral- typen KO bis M7 ableiten, rnit deren Hilfe die visuellen Beobachtungen den lichtelektrischen Messungen angeglichen werden konnen. Da die Kurven fur die mit abgeblendetem Objektiv beobachteten Sterne steiler verlaufen, muBten die rnit oder ohne Sieb-Blende erhaltenen Messungen einzeln korrigiert werden, um leidlich zuverlassige Mittelwerte zu gewinnen. h i d e r konnen die Helligkeiten zwischen 10F7 und 13m7 nur an 3 gemeinsam beobachteten Sternen uberpriift werden. Alle Sterne schwacher als 11'f7 wurden aber ausschlieBlich an die M-Sterne Nr. 427 und 439 der Polfolge angeschlossen, so daB ihre Helligkeiten nur geringe Korrekturen erfordern. Bei den roten Sternen diirfte im iibrigen die Bestimmung scharf definierter photovisueller Helligkeiten etwas problematisch sein. Auch die lichtelektrischen Mcssungen von JOHNSON-MORGAN [3], EGGEN [4] und YATES [5 ] zeigen bei diesen Sternen Abweichungen, die an- gesichts der hohen MeDgenauigkeit der Photometer ubermaBig groB sind. Schliel3lich sprechen einige An- zeichen dafur, daB manche Sterne des dM-Typs in geringem Umfange veranderlich sind. AuBer den beiden bekannten Flare-Sternen AD Leonis und UV Ceti deuten auch andere Objekte geringe Schwankungen ihrer Helligkeit an. So ergaben 11 Beobachtungen des Doppelsterns BD +67"935 in der Zeit 1953 Sept. I bis 17 eine um om10 geringere Helligkeit als 12 Messungen zwischen 1954 Apr-. 6 und Mai 8.

Eine grol3e und teilweise unuberwindliche Schwierigkeit bereitete in vielen Fallen die Auffindung und richtige Identifizierung der schwachen Sterne am Himmel. Samtliche Verzeichnisse der sonnen- nachsten Sterne wie auch die Parallaxen-Kataloge geben die Orter fur das weit zuruckliegende Aquinoktium 1900.0 und nur auf Zehntel-Zeitminuten bzw. ganze Bogenminuten genau. Bei der Umrechnung der orter auf den gegenwartigen Stand der Sterne werden weitere Ungenauigkeiten durch die betrachtlichen, oft nur genahert bekannten Eigenbewegungen hervorgerufen. I n Einzelfallen ist die Eigenbewegung schon

M. BEYER: Visuelle Helligkeiten von 167 Sternen schwacher als 7?5 innerhalb 12.5 Parsec 213

m 8.39

11.18 10.60 11.28

12.33 9.43

10.19 9.76

13.66 12.05 12.36 11.93 13.32 10.29 9.70 7.42

11.79 10.77 Anm. 9.93 9.26 8.38

11.82 12.76

13.68

10.19

12.62 8.35

11.73 10.07

9.64

8.91

12.11

1 :::;; 10.72 10.71 13.2;

bei der Umwandlung der Entdeckungspositionen auf das Aquinoktium 1900.0 unberucksichtigt geblieben. In dieser Hinsicht sind die am Ende der Tabelle gegebenen Anmerkungen sehr aufschluBreich. Bis zur Helligkeit IPO konnte die Identitat in einigen Fallen am Fernrohr durch einen Vergleich des Himmels mit den entsprechenden FRANKLIN-ADAMS-Karten gesichert werden. Schwachere Sterne sind wegen ihrer starken Farbung auf den photographischen Karten zumeist nicht mehr abgebildet. Aber auch hellere Objekte, wie z. B. das Doppelstern-Paar Ross 867-868 waren weder auf den FRANKLIN-ADAMS-Karten noch am Himmel zu finden. In einigen Fallen standen am extrapolierten Ort mehrere Sterne ahnlicher Helligkeit nahe beieinander, so daB der Parallaxenstern nicht zu identifizieren war. Es blieb dann nichts anderes iibrig, als alle eventuell in Betracht kommenden Sterne zu messen und zu hoffen, daB eine Iden- tifizierung spater einmal moglich sein wird. SchlieBlich enthalten die verschiedenen Verzeichnisse Druck- fehler, die von einem zum anderen iibernommen sind und weitere Verwirrung stiften. Alle Bemiihungen des Verfassers, in besonders schwierigen Fallen Klarheit durch Riickfragen bei den gegenwartigen Paral- laxen-Beobachtern zu gewinnen, verliefen ergebnislos.

Angesichts der groDen Eigenbewegungen dieser Sterne ist die standige Beibehaltung der Epoche und des Aquinoktiums 1900.0 hochst unzweckmaaig. In Ermangelung besserer Orter, die hier nicht zu beschaf- fen waren, mufiten leider auch die in der folgenden Tabelle gegebenen Positionen fur 1900.0 unverandert dem Parallaxen-Katalog von L. F. JENKINS [z] entnommen werden. Da man den sonnennachsten Sternen auch in Zukunft ein reges Interesse entgegenbringen durfte, erscheint es dringend notwendig, neue Ver- zeichnisse mit moglichst genauen Ortern fiir eine in naher Zukunft liegende Epoche unter Angabe der jahrlichen Eigenbewegung und ihrer Richtung aufzustellen. Unter den jetzigen Verhaltnissen durften viele schwache Parallaxensterne im Laufe der nachsten Jahrzehnte fiir die Beobachtung verloren sein, wenn man sich nicht zu miihsamen Wiederentdeckungen entschlieBen will.

Die ersten beiden Spalten der folgenden Tabelle enthalten die Nummern der Sterne im Katalog von L. F. JENKINS [ z ] sowie diejenigen des Verzeichnisses von G. P. KUIPER [I]. Neben den gemessenen Helligkeiten (m beob.) sind auch die auf die JOHNSON-MORGANschen Gelbhelligkeiten reduzierten GroBen (m korr.) mitgeteilt. In den letzten Spalten sind zum Vergleich die lichtelektrisch gemessenen Hellig- keiten von €1. L. JOHNSON und W. W. MORGAN [3], 0. J. EGGEN [4] und G. G. YATES [5] aufgefiihrt.

- m

:0.032 .031 .o41 .or6 .or9 .022

.or8

.041

.037

.028

.065

.020

.o13

.024

.030

.OI7

.ozg

.040

.030

.027

.044

.or7

.030

.028

.025

.026

.023

.023

.02I

.021

-

.093

.039

.034

.037

.022

.022

. o r 3

GCTSP n

14 rg 11 10

13 11

10

10

13 11

16

10

24 13 13 15

12

7

10

I1

I1

12

11

9

I 0

I 3

12

I 2

I1 I1 I0 11 I1 I1 I0 I 2 I0 I0

49 A 49 B 86

'07 I 60 170

204 205 334

408 450 481

20'

- -

- 520 B 555 859 808 865 873 A 873 €3 - 945 992

1046

1138 1'55 1259 1291 I305

I358

1010

-

-

1426 -

1 2

5 - 11 - 13 14 15 - - 23 24 25 - - '7 28

- -

-

39 40 42 44

45 47 50 51 52 54 55

60 61 64

38

-

56

+43O44A +43"44B +66O34 WOLF 1056 VANMAANEN: +I?" 112 Ross318 +61" 195 WOLF^^ ROSS 10 UVCeti Ross555 Ross 15 + z O 348 +47" 612 +40°501 H R 7 5 3 B Ross556

+25"613 GC+7g0I584

-7" 699

-1'565B WOLF 1322 o,Eridani B Ross 594 +5Z0857 +18O683 WOLF I539 Ross41 -3" 1123 Ross42 HR 1925B Ross47

-1'565A

WOLF 237 A C ~ Z ' I I I I Ross79 Ross417

a

~

1900.0

6

h m o 12.7 o 12.7 o 26.3 0 33.5 0 43.9 o 46.1 0 55.3 0 56.3 0 57.0 1 31.9 1 34.0 I 46.8 I 52.5 2 7.4 2 15.7 2 16.7 2 30.6 2 38.4 3 6.5 3 40.3 3 49.7 3 52.5 3 52.5 3 53.8 4 10.7 4 23.6 4 29.8 4 37.0 4 46.7 5 22.6

5 26.4 5 26.7 5 33.4 5 36.4 5 39.5 5 49.1 6 5.4 6 14.5

0 '

f 4 3 27 +43 27 +66 42 +30 4 + 4 55 + I 8 I2 +7I 9 +61 48 +61 50 +56 45 -18 28 -11 17 +58 I4 + 3 I0

+47 24 +41 2 + 6 25 +25 6 +79 34 +25 51 - 7 8 - I 25 - I 26 +25 49 - 7 49 +39 39 +52 42 + I 8 47 + 6 19 + 9 35 - 3 42 + 9 45 +53 27

+44 6 + I 2 29

+82 8 +I0 2 2

- G 36

- - m

beob.

- - ipektr. - MIV M6V M2 M4

K5

iM7 M4

M4 M5 M2 M2 08

iM6 M4 Mr K7

dMo K4 M3 M5 A ? M6 K6 M2 M5 M5

dM1 M6 MI

- -

iM1.2

-

M5 M5

dMz M3 M5

- - m

korr . m

8.09 r1.01

-

ro.40 r1.12

r2.33 9.26

9.55 r3.66 r1.97 r2.30 r I .84 13.31

9.51 7.42

r1.68 10.59 Anm. 9.77 9.01 8.20

11.70 12.73 9.64

13.68 8.70

12.03 12.58 7.97

11.61 9.87

11-57 12.76 10.54 10.5: 13.21

10.01

10.10

10.01

[OHNSON ~ O R G A N

8.07 11.04

rn

12.37

9.57 13.66

7.47 11.66

7.96

- ~

: G G E ~

- m

LI.10 8.07

rz.09

9.52 r3.61

11.62

7.85

- ~

'ATES

- m

0.38

9.30

9.76

- - $ e -

I

2

3 4 5

0 7 8

9 0 I 2

[3

[4

[5 r6

214 --

GCTSP

m 0.021

.020

.or8

.or3 -031 .022

.033

.027

.or5

.031

.oz6

.024

.025

.023

.022

.02I

.020

.02I

.020

.ox8

.or7

.OIQ

.or8

1484 1509 - -

- I538 I558 1609 1668 I755 '774 A I774 B 1827 1942 2037 2113 A 2113 B 2113A+ 1 - - 2198 A 2198 B 2254 2256 2267 2291 2292

2345 - - -

2420 - 2456 2457 2480 2524 2553 2561 2574 2576 2582 2631 2634 A 2634 B

2722 2730

- -

- - 2853 2877 2890 2901 2943 2949 2951

3047 A 3047 €3 3074

3079 3133 3135 3200 A 3200 B 3200A+

- -

-

- - 3296

I1 11

g 9 9 I1 11 10

10

10

10

X I 9 9 g

X I

I1

I 0

I1

I1

I 0 I 0 I0

M. BEYER: Visuelle Helligkeiten von 167 Sternen schwacher als 7'P5 innerhalb 12.5 Parsec

~~

Benennung

Ross 64 Ross 614

+ 5'1282 + 5'1286 +17O 1320 +24' I357 WOLF 294 Ross 986 + 5'1668 +36' 1638 Ross 989 Ross 882 Ross 619 +67' 552 +71' 482 A +71'482 13 +71'482A,: Ross 686 Ross 687 +53O 1320

Ross 439 +6' 2182 -12' 2918 x+ 70'433 x+ 70°433

-I- 5" I279

+53O 1321

Ross 93 +63' 869 LPM 336 LPM 341 +zoo 2465 +57' 1266 + I o 2447 +56' 1458

WOLF 358 WOLF 359 Ross 104 +22' 2302 +36' 2147

+66O 717 + 19' 2443 + 19' 2443 Ross 1003

AC 7g0 388 Ross 128 LQOI-I0 Ross 689 Ross 690

W O L F ~ Z ~ A

LIII3-55

+44' 2051

L 1405-28

WOLF 414

W O L F 427 WOLF 437 AC 66' 395: +oo 2989 WOLF 461 +13' 2618 +35O 2436 +35' 2436 Ross 486 A

+XI' 2576 GC 18 587: +15' 2620

L 1194-26

+470 21121 +47' 21121 +47' 2112

-1 1' 3759

Ross 845 Ross 848

a 1goo.o

h m 6 18.6

6 26.3 6 26.3 6 26.9 6 31.5 6 35.1 6 48.4 7 3.3 7 22.0

7 25.4 7 25.4 7 39.4 8 6.5 8 27.4 8 46.0 8 46.0 8 46.0 8 55.6 8 55.6 9 7.6 9 7.6 9 24.0 9 24.7 9 26.4 9 34.2 9 34.5 9 38.2 9 48.8

10 6.9 I0 11.9 10 14.2 10 17.0 I0 23.9 10 24.0

10 45.8 10 51.6 10 54.8 10 57.3 10 57.9 11 0.5 X I 14.8 11 16.6 11 16.6 X I 36.6 X I 36.9

11 42.6 11 48.2 12 0.6 12 18.4

12 28.4 12 30.0

6 24.3

I0 30.9

I1 41.3

12 23.9

I2 43.0 I2 45.1 12 45.6 12 55.6 12 55.9 I3 14.9 13 '4.9 13 23.2 I 3 24.4 I 3 24.9 13 40.2 I3 40.7 13 58.5 I3 58.5 I3 58.5 I4 7.8 14 14.8 14 28.9

0 '

t 2 3 30 - 2 44 + 5 5 t 5 6 t 5 3 + I 7 38 t 2 4 3 f 3 3 24 t 3 8 43 f 5 31 t 3 6 26 t 3 6 26 t 3 48 t g 11

t 6 7 38 t 7 1 11 t 7 1 11 t 7 1 11 f 5 38 $- 5 38 t 5 3 7 4-53 7 - 6 55 + 6 5 -13 3 +70 30 t 7 0 31 -1-27 26 t 6 3 16

-11 27 +20 22

+57 1 + I 22 f 5 6 30 f 5 38 t 7 22

+ 7 37 +23 22 +zz 30 +36 38 +44 2 +66 23 + I 8 44 + I 8 44 +43 18 +27 '7 +79 '4 + I 23 - 6 49 +70 6 +64 35 + 8 59 + 9 34 +I0 23 +I0 19 +66 40 - o 13 + 613 + I 2 54 +35 40 +35 40 - I 50 +I1 59 + I 0 55 +18 20 + 1 5 26 +46 49 +46 49 +46 49 -11 33 - 9 9 -12 6

- 2 I 0

- - m

beob.

m r3.28 r1.31 7.92 7.60 8.20 9.94 8.33

ro.40 11-74

10.77 r1.90 11.47 12.94 9.51 8.99 9.35 8.46

12.36 72.77 8.04 8.09

7.49 10.34 10.78 11.36 12.15 9.29

10.99 11.13 9.49 8.33 9.94 8.96

12.71 '1.74 13.68 10.35 9.78 7.86 9.05 9.55 8.18

10.94 12.00

10.83 11.07 11.30 12.07 13.22 11.78

12.62 11.57 11.62 11.16 8.87

13.50 10.09 9.68

11.54 12.25

9.34 9.94 8.82 10.05 10.17 9.40

13.62 13.03 I 1.52

ro.10

12.20

12.11

12.01

__-

n. F. 1 n

- - pektr

M6 M6 BIV 08 09v Mo K4 M3 M5 Mq Mq M5 M6 M6 K6 K6 K6 K6 M5 M5 K7 K9 M4 Kz M4 M3 M4

MI

M5 KoI M2

- - -

ELT M5 M8 M3 M o M2\ Mo MI\ G5

M3 M4 M5 M4

Mq M5 M7 M4 M4 M3

10.5 M6 MI Mo M3 M4 M4

Kg

- -

M6

MI'

MI MI MI MI M6 M5 Mq

- ~

m korr.

m 13.28 11.16 7.92 7.60 8.20 9.74 8.14

10.24 11.63 9.94 10.58 11.80 11.33 12.92 9.32 8.77 9.16 8.22

12.30 12.74 7.78 7.83

7.36 10.17 10.59 11.21 12.07 9.05

10.82 11.13 9.28 8.22 9.76 8.72

12.67 11.63 13.68 10.19 9.58 7.45 8.77 9.34 8.14

10.76 11.gr 10.66 10.90 11.16

11.9g 13.21 11.67

12.58

11.44 11.45

8.56 I3.5< 9.9: 9.4;

11.92 I I .4c 12.18 g.1c 9.7: 8.51 9.84 9.9t 9.1;

13.62 13.02 11.36

-

12.12

12.02

11.01

- OHNSON ORGAN -

m 7.93 7.59 8.19

9.43 8.22

8.69

7.47

9.32

8.49

9.04

- - GGEl

-

m 9.31 8.1;

8.7:

7.4t

9.24

8.4:

9.0!

rn 3.70 6.13

9.34

9.08

9.41

7,53 8.85 9.33

9.1: 9.7' 8.41

- - : i -

'7

18

19 19

2 0

21 22

23

24

25

26

'7

28 29

30

31 32

33 34

GCTSP Ben e n n u n g

-7' 4003

t67' 935 A t67' 935 € 3

t 33' 2777 -8' 4352

4-25' 3173 -4' 4225

t45' 2505

Ross 513A,B

Gron. 20 -12' 4523

WOLF 629

-4' 4226 Ross 863

Ross 868,67 Ci 18.1034

Ci 18.2347 t68' 946 f43' 2796 II Her B+C f4' 3561 -3" 4233

4-2' 3312

3458 3520

37'2 3733 3746 3815 3845 3844 3857 3878 3880 3889 3907 394 1 3944 3955 4009 4029 4053 4060 I3 4098 4'33

4330 A 4330 €3 4356 4380 4398 4451 A 4451 €3 4472 4494 4646 4889 495 I 5012 5024 5043

5046 5177 5184 5215 5292 5317 5318 5358 5397

5439

5475 5520 5546 5563 5665 5694 A 5694 €3 5736 5763

3712

- L 1064-75 t59'1915 A +59'1915 €3 Ross 160 - +5' 3993 ROSS 730 ROSS 731 WOLF 1062

Ross1 65A,E

FWRWHJ. 53 +61' 2068

FWRUHJ. 54 A+ B

WOLF go6 Ross 775 WOLF 922 +27' 4120 Ci 20.1320 Ross 265 +oo 4810 - 5 O 5715 YOLF 1561

A + B +56'2783

A +

+43' 4305

+ 15' 4733 +57O 2735

+4' 4048

AC 65' 6955

WOLF 1373

L 789-6

-15' 6290

$- 19' 5116 P +19' 5116 B Ross 248 +I0 4774

&I. BEYER: Visuelle Helligkeiten von 167 Sternen schwkher als 7?5 innerhalb 12.5 Parsec

M4 14. M6 MoV M3 Mz M4 K7V M3 M5 MI K5V 13.5V M3 M3 [5,M6 M4 K7V Mo [3.5V M2 IM4 M5V MI M5

1M3.5 1M4 Mo Mz

MI MI M4

63.5V M5 M3 M3

dMo.5 M3

M2

M4 M4: Mo K6 M3 Mo M4

MO

-

M6,M7

M7 M5

dM5 dM2

Mz Mq M7 M6 MI

m 10.57 12.55 8.57

10.69 10.25 10.11 8.10 9.11

11.79 9.68 7.79

10.07 11.59 9.22

Anm 11.47 7.45 9.54 9.11

10.41 9.65 9.51 9.38

12.67 8.89 9.78 10.23 10.12

10.82 1 0 . 8 ~ 11.15 9.05

I ~ . I : 10.6~ 10.8: 8.41

11.9;

10.21

10.3: 12.1: g.8t

10.4( Anm.

9.2: 10.4:

9.25

11.11

13.41 9.61

12.6: 10.01 10.2, 8.71 10.01

12.3 12.3 8.9

10.21

1900.0

m

.or7

.ozg

.026

.029

. O Z I

.03I

.036

3.034

.035

.ox0

.035

.04I

.027

.031

.023

.025

.030

.ozg

.033

.or4

.or9

.022

.020

.023

-

.020

B

8 11

23 23 16

9 I I I0 I1

I1

7 7 12 12

I I

X I

-

I 0

I2 I2

9 12

I3 8 9

I1

h m :5 14.2 5 30.9 :6 16.5 :6 16.5 :6 21.1 :6 24.7 :6 41.4 :6 50.1 :6 50.1 :6 54.1 :6 59.8 :7 0.0 :7 2.9 r7 9.2 r7 16.0 r7 16.7 r7 20.8 r7 33.4 r7 37.0 r7 40.9 r7 42.5 r7 52.9 r7 59.8 18 11.3 18 41.7 18 41.7 18 47.4

19 2.8 19 2.8 19 7.0 19 12.1

19 41.7 2 0 29.0

20 51.3 20 52.8

20 56.2 20 56.7 21 24.8 21 25.8 21 33.5 21 49.8

22 4.4

18 50.6 I 8 53.1

2 0 41.5

21 57.0 21 57.1

22 12.1

22 24.4 22 33.0 22 42.5 22 47.9 22 51.8 23 19.9 23 26.8 23 26.8 23 37.0 23 44.0

.025

.026

.o16

.025

.o18

.oz8

.020

.ozo

.022

.023

.oz8

.044

.033

.033

.020

.022

.023

.or3

.030

.022

.ozo

.039

-

.or9

.023

.o31

.022

.020

.022

.025

.032

.ozg

b

I1 I2 10 10 10

13 13 I 0 I 0

9

9 12

I 0 10 11 12 I 0 I 0

31 9

I1

9 I 0

10 10

10 I 0

I1 I1 11 10 8

0 ' - 7 21 t I 8 3 1-67 29 t67 29 t48 36 -12 25 133 41 - 8 9 - 8 8 t25 55 - 4 54 - 4 55 t21 41 t45 50 t26 42 I-41 50 I- 2 14 l-18 37 t68 26 t43 26 t27 47 + 4 25 - 3 2

t59 29 +59 29 t16 28 t 8 I8 t 5 48 f 2 0 44 f 2 O 44 f 2 44 f 5 3 f 2 6 55 t 6 5 6 +44 8 +61 48 +2I 59

+39 41 - 6 42 +17 12 -10 14 +27 16 +4I 19 +16 7 + o 56 - 5 8

- 9 I8

+57 12

-15 52 +43 49 -14 47 +16 2

+57 20 +I9 21 +I9 7.1 +43 39 + I 52

!- I 29

- - m

Jeob.

m 0.76 2.59 8.84 0.84 0.42 0.32 8.36 9.35 1.89 9.86 8.00 0.28 1.71 9.43 inm. 1.60 7.71 9.74 9.34 0.59 9.85 9.71 9.58 r2.70 9.09

'0.39 10.27 9.47

10.98 10.96 11.29 9.27 12.26

10.77

8.68 12.0c

10.42 11.2; 10.5. 12.11 10.0: 10.5l Anm 9.4:

10.6~

-

10.00

II.0C

13.41 9.7'

12.6' 10.21

1o.qt 8.91 10.11 10.4 12.3. 12.4 9.1,

I

OHNSON NORGAN

m 8.60

10.69

8.11

7.74 10.07

7.54

9.15

9.78 9.53

8.90 9.69

9.12

8.50

9.59

10.16 8.GG

8.98

- - :GGEN

- m

8.56

8.11

7.87 :0.04

7.53

9.06

9.50

9.08

8.51

10.08 8.61

12.21 8.9:

- - ATES

-

m 8.17

9.74

9.44

0.49

10.0t

8.7:

215 - - Ei 4 - 35

36

37 38

39 40

4' 4'

43

44

45 46

47

48

49

50 51

52

A n m e r k u n g e n : I) der Begleiter 12413 in d = 3" war im Photometer nicht zu sehen - 2 ) von KWIPER als BD +70° 68 b bezeichnet, ist in der BD nicht aufgefiihrt. YATES hat vermutlich +70° 68 beobachtet - 3) Ci 20.112 - 4) die Beobachtungen des Flare-Sterns L726-8 sind wegen niedrigen Standes unsicher - 5) der hellste der in der Nahe des Orts befindlichen Sterne wurde gemessen - 6) begleitet einen Stern 6"' in d = 164". P W = 109' - 7) Ci 20.180 - 8) in der Nahe des extrapolierten Orts stehen die Sterne:

A (1900.0) 3 6.5 +79 35.7 beob. Gr. 11.43&o.oz1, korr. Gr. 11.28 B ,, 6.2 31.0 ,, 11.82 fo.037 ,, 11.70 c I, 5.7 33.9 I 8 13.12 fo.014 ,, 13.11

h m o j m m m

9) Hat einen 3m5 schwacheren Begleiter in d = II", P W = 26'; KWIPER gibt irrtiimlich d = 11' - 10) wegen der Nahe des hellen Hauptsterns schwierig zu messen - I I) der nordliche von 2 nahezu gleichhellen Sternen wurde gemessen.

216 M. BEYER: Visuelle Hclligkeiten von 167 Sterncn schwacher als 7?'5 innerhalb 12.5 Parsec

Helligkeit des siidlichen Stems: beob. Gr. 124157, korr. Gr. 12'P52 - 12) BD -7' 780 = Begleiter B von 40 Eridani - 13) der mittlcre von 3 benachbarten Sternen - 14) Begleiter von BD +53'934 (6?3) in d = 97", P W = 70' - 15) der vorangehende von 2 benachbarten, gleichhcllen Sternen wurde gemessen - 16) der vorangehende, erste Stern einer Kette von 5 schwachen Sternen wurde gemessen - 17) cin Stern II'!'~ in der Nahe des extrapolierten Orts wurde gemessen - 18) am BD-Ort (1855.0) 8hqm1' +9'16[1 steht jetzt ein Stern 1 3 ~ , der gemessen wurde. Dieser Stern fchlt auf der FRANKLIN-ADAMS-Karte 124. Auf der in Betracht kommenden Spur des Sterns kann jedoch auf der I?. A.-Karte kein Stern gefunden werden, der am Himmel fehlt. Wenn die Angaben von Ross stimmen, muate Ross 619 heute am BD-Ort 8h4m8s +g'11[4 stehen; nicht sicher zu identifizieren - 19) Messungen wegen des geringen Abstands der beiden Sterne (d = 4") schwierig - 20) Ci 20.553 - 21) Flare-Stem AD Leonis - 22) der von JOHNSON und MORGAN [3] gegcbcne Ort stimmt nicht - 23) die Helligkeit dcs benachbarten Sterns 36 UMa (4m8) stort - 24) der Begleiter 14% ist im Photometer unsichtbar - 25) die Messung dieses 2m6 schwacheren Begleiters in d = 5" war schwierig - 26) ein dem extrapolierten Ort nahc folgender Stem wurde gemessen, da der am Ort stehende Stern (nach KUIPER rrmg) vie1 zu schwach war - 27) der Doppelstern d = I" wurde nicht getrennt gesehen - 28) der hellere, vorangehende von 2 Sternen wurde gcmessen - 29) sehr schwacher Stern; Identitat unsicher - 30) der Begleiter 14% in d = 10" war im Photometer nicht zu sehen - 31) siidlich vorangehende Komponente eines Doppelsterns - 32) nordlich folgende Komponentc. Die Einzelsterne dieses cngen Paars (d = 3") warcn nur bei sehr ruhiger Luft zu messen - 33) nur I Mes- sung; wegen des sehr niedrigcn Standes zu schwach - 34) die Messungen sind wegen des tiefen Standcs und der Licht- schwache des Stems unsicher - 35) der Begleiter 15% in d = 10" war unsichtbar - 36) der sehr enge Doppelstern (d = o! '~g) wurdc nicht getrennt - 37) auch dieser Doppelstern (d = 0!'74) erschien nur einfach - 38) amextra- polierten Ort sind im Umkreis von 5' keine Sterne zu finden, die in Betracht kommen konnten - 39) am Ort stehen 2 Stcrne, von denen dcr hellere, nordliche gemessen wurde - 40) BD +68O 946 steht jetzt siidlich von BD -I 68O 947 - 41) sehr enger und nur einfach erscheinender Doppelstern, der 30" von p Cephei entfcrnt steht und wegen der Helligkeit dieses Sterns schwierig zu messen ist - 42) BARNARDS Pfeilstern - 43) wahrscheinlich ist KUIPER 192 der siidliche von 3 Sternen; Helligkeit des nordlichen Sterns: beob. Gr. 12m67, korr. Gr. 12?64 - 44) der Doppelstern (d=o!'5) wurde nicht gctrennt - 45) der folgende von 2 benachbartcn Sternen wurde gemessen - 46) der Stem wurdc durch Vergleich mit der FRANKLIN-ADAMS-Karte an seiner Bewegung erkannt - 47) enges Doppelsternpaar. einfach gesehen - 48) dcr folgende, hellere von 2 Sternen wurde gemessen - 49) an dem fur 1954 extrapolierten Ort steht kein Stern heller als 12915 . Die gemessenen Nachbarsterne (A, B, C = BD f 15' 4546) diirften weder ihrer Position noch ihrer Helligkeit nach in Bctracht kommen:

A (1go0.0) 21 56 57 i 16 12.6 beob. Gr. 11.57 &o.ozo, korr. Gr. 11.45 B ,, 56 59 10.3 ,, 11.48 f0.022 ,, 11.34

h m s O t m m m

c ,, 56 58 5.5 ,, 10.44 fo .024 ,, 10.25

50) der nordliche von 2 benachbarten Sternen wurde gemessen; der Begleiter 14mg in d = 8" war unsichtbar - 5 1 ) Ge- samtlicht eines Doppelstems (d = 2") - 52) der folgende, hellere von z benachbarten Sternen wurde gemessen. Die Identitat ist nicht ganz sicher.

Literatur [I] G. P. KUIPER, The nearest stars. Astrophys. J. 95.201 (1942). [2] L. F. JENKINS, General catalogue of trigonometric stellar parallaxes. New Haven (1952). [3] H. L. JOHNSON, W. W. MORGAN, Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the

[4] 0. J. EGGEN, Photoelectric studies IV, Color-luminosity array for stars in the region of the sun. Astrophys. J ,

[5] G. G. YATES, Magnitudes and colors of 123 stars in the neighbourhood of the sun. Monthly Not. R. Astron.

rcvised system of the Yerkes spectral atlas. Astrophys. J. 117.313 (1953).

112.141 (1950) = Lick Contr. (2) Nr. 30.

SOC. 114.218 (1954).