ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN.

1900 1901 1902 1903 I904

Band 174.

Mizusawa

+0!’269 -0!’145 -0 .127 +o.z32 -0.178 -0.040 -0.185 i-0.154 -0.278 i-0.125

Nr. 4159. 7

Zu dem Problem der Polhohenschwankung. Von E. Grossmann.

In den Astronomischen Abhandlungen (Erglnzungshefte der Astr. Nachr.) Nr. 11 und in den Astr. Nachr. Band 173 Nr. 4142-43 ist das Problem der Polhohenschwankung von Herrn Prof. Schumann einer eingehenden Diskussion unter- worfen worden, uber die von mir in der Vierteljahrsschrift der AG. ein Referat erscheinen wird. Da dieses jedoch erst ini 111. Hefte des laufenden Jahrgangs Aufnahme finden kann, so mochte ich zunachst an dieser Stelle einige Mitteilungen geben, zu denen ich durch die Schumannschen Arbeiten an- geregt worden bin.

Bezeichnet man mit I, 11, 111. . . die Mittelwerte der beobachteten Gruppenpolhohen, rnit tl , t,, t3 . . die ent- sprechenden Epochen, so ist das Beobachtungsschema fol- gendes : . . . 4 f t 3

I, 11, 111, . . . 11, 111, IV, . . .

Die Bedeutung der Indexe ist hier sofort erkenntlich.

Schumann bildet nun aus den Potsdamer Beobachtungen 1893-99 und aus den Resultaten des internationalen Breiten- dienstes die Differenzen AY,

Tschardjui -01’462 +0! ’506 -0.381 +0.346

-0,357 + 0 . 5 2 2 -0.331 +0.266

-0.167 4-0.294

Carloforte - - O ! ’ I ~ ~ I +0!136 -0.210 +0.106 -0.192 + 0 . 2 5 0

+0.019 +0.134 - 0.1 16 +o.z08

11, - 11, , 111, - Inl , IV, - IV, , . . . und summiert sie auf, BAY, .

Unter der Voraussetzung, da9 die Polhohe sich zwischen den beiden Gruppen eines Abends konstant verhalt, mussen uns diese BAY, die wirkliche Polhohenschwankung ergeben, denn Deklinationsfehler sind hier vollig eliminiert. Das ist aber nicht der Fall ; vielmehr steigen die BAY, zu betracht- licher Grooe an, stellenweise bis zu fast 2”. Da derartige Schwankungen unrnoglich reel1 sein konnen und da diese Anstiege ebenso wenig auf die Aberrationskonstante geworfen werden konnen, zumal sie fur die einzelnen Stationen ver- schieden ausfallen , so folgt, dafi die Voraussetzung nicht erfullt ist.

Schumann stellt nun die aus den BAY, abgeleiteten jahrlichen Anstiege mit den Jahresschluhfehlern zusammen ; es zeigt sich hier gewisse Ubereinstimmung. In den ge- genannten Arbeiten sind aber diese Schluflfehler in dem Sinne I, - 11, . + gebildet; um sie rnit den BAY, vergleich- bar zu machen, muo man also ihr Vorzeichen umkehren. Damit ergibt sich folgende Tabelle ftir die Resultate des internationalen Breitendienstes :

Die erste Kolumne enthalt die BAY, die zweite die Jahresschluflfehler.

Es ergibt sich hieraus, daD die BAY, ilberall durch die Jahresschluflfehler nahezu kompensiert werden, dao also diese Fehler nichts anderes darstellen als abendliche Schwankungeo zwischen den beiden beobachteten Gruppen.

Freilich hat Kimura aus Beobachtungen nachgewiesen, (Astr. Nachr. Bd. 169 Nr. 4040-41)~ dao derartige abendliche Schwankungen nicht vorhanden sind ; jedoch sind seine Ab- leitungen nicht ganz einwandfrei, worauf ich in meinem Referat noch zurfickkommen werde.

Welcher Art sind nun diese Schwankungen? In seiner ersten Arbeit stellt Schumann die Jahresschluflfehler der sechs internationalen Stationen nach der doppelten Lange dar, und es scheint hier eine solche Abhangigkeit allerdings angedeutet. Bei spateren Untersuchungen bestatigt sie sich jedoch nicht, wenigstens nicht in dieser einfachen Form. Beachtet man aber, daQ, wenn man die Jahresschluofehler durch Verschie-

Gaithersburg

-0 .121 +0.079 - 0 . 1 2 0 +0.187 -0.364 +0.229 +0.057 t o . 0 2 8

+0!’037 +0!‘053 Cincinnati

- o ! ’ Io~ +0!’126 -0.253 +0.140 - 0 . 1 5 1 + 0 . 2 5 2

-0.333 +0.289 -0.311 t o . 4 0 8

Ukiah -0!’392 4-0’345 - 0 . 2 1 2 +0.138 - 0 . 2 9 2 +0.397 -0 .518 4-0.451 -0.186 +o.r15

bung des Ausgangspunktes von Gruppe zu Gruppe bildet, wie es Schnauder fur die Potsdamer Beobachtungen und Schumann fur die Resultate des internationalen Breitendienstes getan hat, sich in diesen Reihen eine ausgesprochene Gesetz- mafligkeit zu erkennen gibt, in der nach Schumann zwei Perioden von 14 und von 2 8 Monaten Dauer auftreten, so wird man die Jahresschluofehler in der Tat fur reelle Pol- hohenschwankungen erkliiren mussen. Sie diirften aber von komplizierterer Form sein, als dah sie sich durch eine ein- fache trigonometrische Funktion darstellen lassen. Uber die Form dieser Funktion laflt sich vorlaufig noch gar nichts aussagen, zumal die Beobachtungen zu ihrer Ableitung nicht ausreichen. Fraglich aber ist es, ob in dieser Funktion ein fur alle Stationen konstantes Glied, das sog. Kimura- Glied, wiederum erscheinen wird.

Gibt man hiernach das Vorhandensein taglicher Schwan- kungen zu, so ergibt sich hieraus eine fur das bisher ein- geschlagene Reduktionsverfahren wichtige Folgerung. Bei

7

99 4159 I00

den internationalen Beobachtungen werden die SchluBfehler fur alle sechs Stationen und far mehrere Jahre gemittelt und das Gesamtmittel wird gleichmabig auf die Gruppenreduk- tionen verteilt. Dieses Verfahren verliert seine Berechtigung, denn die Differenzen zwischen den beiden Abendgruppen werden fur die sechs Stationen und wahrscheinlich auch fur die einzelnen Jahre wegen der abendlichen Schwankungen verschieden ausfallen. Wie die JahresschluBfehler zu verteilen

sind, steht vorlaufig dahin. Berlicksichtigt man sie aber nach Stationen und Jahren getrennt, ein Verfahren, das dem obigen zum mindesten gleichberechtigt ist, so erhiilt man zum Teil wesentlich andere Gruppenreduktionen. Ich gebe in folgender Tabelle die Differenzen der so gebildeten Gruppenreduktionen gegen die der Resultate des internationalen Breitendienstes fur das Jahr 1904.

1904.05 1904.12 1904. I 9 1904.26 1904.33 1904.40 1904,48 1904.57 1904.61 1904.7 9 1904.88 1904.98

Mizusawa +ol'009 +0.007

+0.035 - 0.007 -0.056

-0.015 - 0.004 f O . 0 I I

-4-0.008 +o.or7 +0.034

- 0,034

Tschardjui

-0.003 -0.058 -- 0.089 - 0.067

+0.003

+0.031 -1-0.063 +0.038 +o.or6 +0.047

0'1043

- 0 . 0 2 0

Carlo forte +0!'009 - 0.003 - 0.007 - 0.008 - 0.006 - 0.006 -0.012

-0.012

- 0 . 0 0 2

+o.o I 5

r-0.018 +0.018

Gaithersburg + O l I I 8 +0.038 -0.035

-0.160

+0.005

-0.003 - 0.004 +0.031 +0.077 +0.132

-0.1 2 2

-0.074

Cincinnati +o!'oo9 - 0.033 -0.024 +0.052

+0.026 - 0.04 I

- 0.055 -0.018 +0.020

+ 0 . 0 5 2

+o.o61

- 0.044

Ukiah -- o!'o I I

+0.006 +0.026

+0.013 - 0.009 -0.025 - 0.003 +o.o17 + 0.00 I

- 0 . 0 2 5 - 0 . 0 2 7

+0.034

Die Differenzen sind von einer Ordnung, die sicherlich nicht zu vernachlassigen ist; flir Gaithersburg sind sie Weiteres hiertlber werde ich in dem genannten Referat bringen. durchweg grober als die Schwankungen y - y,, selbst.

E. Grossniann. Mlinchen, 1907 Febr. 10.

Photographs of faint stars. ( H a r v a r d C o l l e g e O b s e r v a t o r y C i r c u l a r No. 1 2 3 ) .

The number of facts now being accumulated by means of photographs of the stars is enormous. Unfortunately, only a small portion of these facts is now available, and therefore of any use to science. This applies particularly to the faint stars. Many photographs are taken by professional and amateur astronomers, which are followed carefully during long exposure with telescopes having large- apertures. In some cases, several hundred thousand stars appear upon a single plate. Unfortunately, no record has been published of many of these photographs, and therefore no use can be made of them. It is the object of the plan described below to remedy this difficulty.

The Harvard collection of photographs in part supplies this need, for stars of the thirteenth magnitude and brighter. On the average, this collection contains images of all the stars of the fifth magnitude and brighter on over a thousand nights. The number of these stars is about two thousand, the photographs are distributed throughout the last twenty years, and cover all parts of the sky. For stars of the twelfth magnitude, which can be taken with a lens of I-inch aperture and an exposure of one hour, the number is reduced to five hundred. This includes the stars in the Harvard Map of the sky, about two million in number. There are about five million stars of the thirteenth magnitude and brighter. They appear on plates taken with 8-inch doublets, and having exposures of ten minutes. About two hundred images of each of these are contained in the Harvard collection. For fainter stars, the number of images falls off very rapidly. Stars of the

fourteenth magnitude would appear on plates, having ex- posures of ten minutes, taken with the z4-inch Bruce tele- scope, and on plates, having exposures of an hour, taken with the 8-inch telescopes. The average number of times the whole sky is thus covered does not exceed three or four. A large part of the southern sky is covered by plates having an exposure of an hour or more, taken with the 24.inch Bruce telescope. 160 regions, covering a tenth of the sky, have exposures of four hours. While, therefore, material exists for studying the variability of stars of the thirteenth magnitude or brighter, but few images can be found of stars much fainter than this limit, except in special regions like the Nebula of Orion. This limit could probably be extended nearly two magnitudes, if the following plan could be carried out. For the present it seems best to confine this work to photographs having an exposure of half an hour or more, and taken with doublets whose aperture is 6 inches or more. Photographs taken with large reflectors or single lenses may take fainter stars, but in general they relate to special regions and except in the charts of the Astrographic Congress do not cover large parts of the sky. The latter great work will of course, eventually, furnish one or two images of all stars of the fourteenth magnitude, and brighter.

Information is frequently desired regarding very faint stars. For instance, evidence of the previous existence of a new star; of a star now missing; the position of an asteroid; the magnitude at minimum of a faint variable ; early position of a faint star suspected of proper motion. Three questions