Full text of "Vierteljahrsschrift"

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AsI vö-»^ c-vM i v.i [;p p6>se-lle.(ikcl^ r U<^ij=> ^' f'-

Vierteljahrsschrift

7' X- / ^
der ^ ' i c (

Astronomischen Gesellschaft.

Herausgegeben

▼oa

den Schriftführern der Gesellschaft:

E. SCHGENFELD , H. SEELIGKR

und
in Bonn in München.

22. Jahrgang.

(1887.) x\'//-X\^'

(Mit zwei Lichtdruckbildern und zwei lithographischen Tafeln.)

Leipzig.

In Commission bei Wilhelm Engelmann.

1887.

fr;

Inhalt.

I. Angelegenheiten der Gesellschaft.

Anzeigen, betreffend Seite

die Jahresberichte der Sternwarten i

das Mitgliederverzeichniss 74, 167

Otto Struve's Dienstjubiläum i

Aufnahme neuer Mitglieder i, 74, 167, 263

Ephemeriden der veränderlichen Sterne für 1888 168

Nekrologe :

A. Auerbach 6

Tb. V. Oppolzer 177

Nachtrag 266

A. Wagner 2

Todesanzeigen i, 263

Versammlung der Astronomischen Gesellschaft zu Kiel
(zwölfte Generalversammlung)

Einladung 73

Anwesende Mitglieder 264

Bericht über. die erste Sitzung 265 — 270

Berichte des Vorstandes (s. auch Anl. XI— XVI) .... 265
Vorträge :

Bruns, VielkÖrperproblem 268

C. H. F. Peters, Handschriften des Almagest .... 269

Weiss, Alte Sternkarten 269

C. H. F. Peters, Stemcatalog des Almagest 269

C. F. W. Peters, s. Anl. I 270

Bericht über die zweite Sitzung . 270 — 275

Bearbeitung der kleinen Planeten 270

Bearbeitung der Cometen (s. auch Anl. Xni) 272

Beobachtung der Sterne des nördlichen Himmels, s. Anl. XI 273

Vorbereitungen zur Beobachtung südhcher Sterne, s. Anl. XII 274

Seite

Photometrisclie Arbeiten, s. Anl. XIV 274

Vorträge :

Weyer, s. Anl. II 275

Thiele, s. Anl. III 275

V. Haerdtl, s. Anl. IV 275

Folie, s. Anl. V 275

Spörer, s. Anl. VI 275

Wahl des Ortes der Versammlung für 1889 275

Bericht über die dritte Sitzung .' 275-283

Wahl des neuen Vorstandes 276

Vorträge :

Hartwig, s. Anl. VII 277

Herz, V. Kuffner*sche Sternwarte in Wien 277

E. V. Gothard, s. Anl. VIII 279

Knorre, Zonenbeobachtungen in der Milchstrasse . . . 279

E. Lamp, s. Anl. IX 280

Schräm, DifFerentialquotienten zu Oppolzer's Mondtheorie 280
C. H. F. Peters, Störungen durch das System der kleinen

Planeten 280

Weiss, Neue Ausgabe der Oeltzen'schen Zonencataloge . 281

Oudemans, s. Anl. X 281

» Sichtbarkeit von Nebelflecken und Protuberanzen 28 1

Safarik, Passageninstrument von Fritsch 282

Anlagen :

I. C. F. W. Peters, Ueber den Einfluss der Luftfeuchtigkeit

auf den Gang der Chronometer 284

II. Weyer, Ueber Interpolation bei periodischen Functionen 292

III. Thiele, Ueber Ausgleichung und Interpolation von Zeit-

bestimmungen 302

IV. v. Haerdtl, Bestätigen die neuesten Beobachtungen das

Residtat Prof. v. Oppolzer's: dass auch bei dem perio-
dischen Cometen Winnecke Encke's Hypothese des Wider-
stand leistenden Mediums Geltung zu haben scheine? . 313
V. Folie, Ueber die stündliche Nutation der Erdkruste . . 320
VI. Spörer, Ueber die Periodicität der Sonnenflecken seit dem
Jahre 1618, vornehmlich in Bezug auf die helio-
graphische Breite derselben, und Hinweis auf eine erheb-
liche Störung dieser Periodicität während eines langen

Zeitraumes 323

VII. Hartwig, Ueber die Bamberger Sternwarte 329

VIII. E. V. Gothard, Ueber Himmels- und Spectral-Photographie 336
IX. E. Lamp, Ueber systematische Beobachtungsfehler bei dei
Bestimmung der Parallaxe der schwächeren Componente

des Doppelsterns 2)" 2398 342

Seite
X. Oudemans, Lösung des sog. Pothenot'schen , besser Snel-

lius*schen Problems von Ptolemaeus 345

XI. Berichte über die Beobachtung der Sterne bis zur neunten

' Grösse am nördlichen Himmel 350 — 358

Kasan Zone 80® bis 75° 350

Dorpat » 75 » 70 350

Christiania » 70 9 65 350

Helsingfors-Gotha » 65 »55 350

Cambridge (U.S.) » 55 » 50 35°

^ Bonn » 50 » 40 352

Land » 40 » 35 35^

Leiden » 35 * 30 352

Cambridge (Engl.) » 30 > 25 353

Berlin » 25 » 15 353

Leipzig » 15 * 5 356

Albany » 5 » i 356

Nikolajew » i » — 2 358

Xn. Berichte betreffend die Vorbereitungen der Zonen-Beobach-
tungen zwischen — 2® und — 23° 10'. (Beobachtungen

der Anhaltsteme zu Leiden, Strassburg und Karlsruhe) 358

XIII. Bericht über Cometen, von Kreutz 361

XrV. Photometrische Arbeiten über die Sterne der Bonner

Durchmusterung (Bericht von Th. Wolff) ..... 366
; XV. Rechnungs-Abschluss für die Finanzperiode vom l. August

\ 1885 bis 31. JuH 1887 386

Decharge für die Cassen Verwaltung 389

^ Bestand an Instrumenten und unverkauften Publicationen 389

XVI. Verzeichniss der für die Astronomische Gesellschaft vom
I.August 1885 bis 31. Juli 1887 eingegangenen Druck-
schriften (Vierter Catalognachtrag) 391

XVII. Verzeichniss der Mitglieder der Astronomischen Gesell-
schaft (i. November 1887) 404

Verzeichniss der Institute, welche die Schriften erhalten . 416

Vorstand der Astronomischen Gesellschaft für 1887 — 89 264

Zusammenstellung der

Cometen-Erscheinungen 1886 9

Planeten-Entdeckungen 1886 14

II. Literarische Anzeigen.

Astronomical papers prepared for the use of the American Ephemeris
and Nautical Almanac, Vol. II, P. III, IV. (Newcomb,
Velocity of light) 236

Seite
Braun, C, Berichte von dem Erzbischöflich -Haynald'schen Observa-
torium zu Kalocsa 34

Bemerkungen dazu 260

Dembowski, £., Misure micrometriche di stelle doppie e multiple

fatte negli anni 1852 — 1878. 2 Voll 209

Dun6r, N. C, Sur les 6toiles k spectres de la troisi^me classe ... 50
FavarOi A., Carteggio inedito di Ticone Brahe, Giovanni Keplero e di

altri celebri astronomi e matematici dei secoli XVI. e XVII.

con Giovanni Antonio Magini 66

Herr, J. Ph. und Tinter, W. , Lehrbuch der sphärischen Astronomie

in ihrer Anwendung auf geographische Ortsbestimmungen 247

Lange, L., Ueber das Beharrungsgesetz 252

» Die geschichtliche Entwickelung des Bewegungsbegriffes . 252

Oppolzer, Th. v., Entwurf einer Mondtheorie 45

Publications of the Washbum Observatory, Vol. I— IV 24

Bemerkungen dazu 259

Tempel, W., Ueber Nebelflecken. Nach Beobachtungen in den Jahren

1876 — 1879 mit dem Refractor von Amici auf der K.

Sternwarte zu Arcetri bei Florenz 59

III. Astronomische Mittheilungen.

Jahresberichte der Sternwarten für 1886:

Basel 75

Berlin 75

Berlin (Commission für die Beobachtung des Venusdurchgangs) 85

Bonn 89

Breslau 92

Brüssel (1885 und 1886) 93

Dresden (v. Engelhardt) 99

Dresden (Mathematischer Salon) 100

Düsseldorf 102

Genf 102

Göttingen 104

Gotha HO

Grignon iii

Helsingfors 115

Her^ny 118

Kiel 1 20

Kremsmünster 122

lAiipzig (Universitäts-Sternwarte) 123

Leipzig (Dr. Engclmann) 124

Li^ge (Ougrte) 125

Lund • 127

VII

Seite

Milano 127

München 131

OGyalla 135

Palermo 138

Potsdam 140

Prag (Prof. Safarik) 151

Stockholm , . , : 153

Strassburg • • '55

Taschkent 161

Zürich 163

It. Araane^

gtb. 1828 Sefl. 10, gttt. 1886 Nov. 14.

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Zur Mitgliedschaft der Astronom isclien Gesellschaft haben
:h gemeldet und siod nach § 7 der Statuten durch den Vor-
ind vorläufig aufgenommen worden die Herren
J. G. Lohse, Astronom in Scarborough,
K. Oertel, Assistent der bayerischen Gradmessungs-

Commission in München,
Dr. V. Weilmann in Berlin,
K. Zelzer, lieneficiat in Vilshofen.

Die Gesellschaft hat ihr Sfitglied

Hofrath Dr. Th. v. Oppolzer, Professor an der Uiü-
vcrsilät ZB Wien,
a 26. Decembcr 1886 durch den Tod verloren.

Am 20. Kebruar d. J. feierte Herr Otto Struve sein fünfzig-
jähriges Benifsjubiläum als Astronom und zugleich sein fünf-
undzwanzigjähriges Jubiläum als Director der I'ulkowaer Stern-
warte. Der Vorstand hat seinen vormaligen langjährigen Vor-
sitzenden zu diesem Feste durch eine Adresse beglückwünscht.

Die Herren Mitglieder, welche den Herausgebern Jahres-
berichte über die Arbeiten der ihnen unlersteilten Institute zur
Vcröflenllichung zu übergeben pHegen, werden dringend er-
sucht, den Bericht für i88ö, sofern dies noch nicht geschehen
i.st, recht bald einzusenden.

Nekrologe.
August Wagner.

Der Leberslaur unseres dahingeschiedenen Collegen bietet
nichts Au SS ergewöhnliches dar. Geboren am lO. September
1828 auf dem Pastorate Nerft in Kurland als Sohn des dortigen
Predigers, erhielt er seinen ersten Unterricht gemeinsam mit
zahlreichen Geschwistern im elterlichen Hause und besuchte
darauf das Gymnasium in Dorpat. Aus diesem Knde 1845
mit dem Maturitätszeugnisse entlassen bezog er daselbst die
Universität, wo er sich sogleich den mathematischen Wissen-
schaften zuwandte. Seine Lehrer waren vornehmlich die Pro-
fessoren SenfT und Minding, deren Aufmerksamkeit er durch
seinen Eifer und seine Begabung auf sich zog. Professor der
Astronomie war damals Mädler, der es seinen Schülern über-
liess sich in den höheren Tbeilen der Wissenschaft selbst durch-
zubilden, aber doch durch populäre Vorträge anregend auf sie
einwirkte. In seinem letzten Studienjahre, 1849 — 50, versah
Wagner die Stelle eines Assistenten an der Dorpater Stern-
warte, wobei ihm die Bestimmung einer Anzahl Bradley'scher
Sterne am dortigen Passagen Instrumente übertragen wurde, von
welchen neuere Positionen für Mädler von Interesse waren, be-
hufs der von ihm unternommenen Ableitung ihrer eigenen
Bewegungen. Diese Beobachtungen sind im XIV. Bande der
Dorpater Beobachtungen abgedruckt.

Warm empfohlen durch Senff wurde Wagner 1850 von
W. Struve als äussere tatsmässiger Astronom an der Pulkowaer
Sternwarte aufgenommen und ist seitdem bis an seinen Tod
unser treuer Mitarbeiter geblieben. In den ersten Jahren seines
hiesigen Aufenthalts nahm er besonders an den geodätischen
Arbeiten der Sternwarte theil. 1851 begleitete er Lindhagen
auf dessen Reise nach Lappland zur Basismessung in Ofver-
Torneä und zu genaueren Breiten- und Azimuth-Bestimmungen
in der Umgegend von Torneä, worüber das Ausführlichere in
W. Struve's „Are du miridien Russo-Scandinave" berichtet ist.
In gleicher Weise war er 185z der Hauplmitarbeiter von Praz-
mowski auf der von letztcrem geleiteten Expedition an den
Südpunkt der Breitengradmessung in Ismail an der Donau.
Auch war er in dieser Zeit einer der eifrigsten Mitarbeiter von
W. Struve bei den zahlreichen Norraaimaassverglcichungen, die
letzterer für den Zweck der Gradmessung, um die einzelnen
Theite derselben scharf unter einander und mit auswärtigen
AIcssungen verbinden zu können, hier in Pulkowa ausfShrtc.
Neben diesen geodätischen Beschäftigungen waren Wagner in

derselben Periode auch die Beobachtungen am grossen Pas-
sageninstxumente übertragen, um einige Lücken auszufüllen, wel-
che seine Vorgänger noch in den Beobachtungen für den auf die
Epoche 1845.0 zu beziehenden Catalog der Pulkowaer Haupt-
steme nachgelassen hatten, eine Arbeit, die sich sehr wohl mit
den geodätischen Bestrebungen vereinigen Hess, weil die Lücken
vornehmlich auf die Wintermonate fielen.

Waren auf solche Weise Wagner's Arbeiten während der
ersten Jahre seines hiesigen Aufenthalts praktischen Aufgaben
zugewandt, so fühlte er um so mehr das Bedürfniss seine in
Dorpat nur mangelhaft gebliebenen Kenntnisse in der theo-
retischen Astronomie und Himmelsmechanik weiter auszubilden.
Diesem Drange zu genügen bot sich ihm eine vortreffliche Ge-
legenheit, indem er auf W. Struve's Antrag durch die Kaiser-
liche Akademie der Wissenschaften zu dem Zweck auf zwei
Jahre ins Ausland gesandt wurde. Er richtete seine Schritte
zunächst zu dem Altmeister auf jenem Gebiete, Hansen in
Gotha, von dem er so angezogen wurde, dass er die ganzen
zwei Jahre unausgesetzt bei ihm blieb. Als Frucht seiner
Gothaer Studien liegen unter anderm die in den Astronomi-
schen Nachrichten Nr. 956 pubhcirten Elemente der Euterpe
vor. Zugleich hat er dort eifrigen Antheil an den Arbeiten
über die Theorie der Mondbewegung genommen, mit welchen
damals gerade Hansen aufs eifrigste beschäftigt war, und hat
sehr ausgedehnte Untersuchungen über die Vesta nach den
von Hansen vorgeschlagenen neueren Methoden der Störungs-
rechnungen ausgeführt, um für den genannten Planeten all-
gemeine Tafeln seiner Bewegung herzustellen. Letztere Arbeit
war bereits so weit vorgerückt, dass Wagner an die Publication
zu gehen gedachte, als er bei der Durchsicht bemerkte, dass
es wünschenswerth sein würde noch einige höhere Störungs-
glieder mit in Rechnung zu ziehen. Diese Supplementär-Unter-
suchungen wollte er gleich nach der Heimkehr nach Pulkowa
ausführen, hier aber wurde seine Thätigkeit sogleich in andere
Bahnen gelenkt, und die Arbeit ist bis jetzt unvollendet ge-
blieben. Gegenwärtig hätte sie nicht mehr dieselbe Bedeu-
tung, welche sie vor 30 Jahren gehabt hätte.

Mit einer jungen Frau, der zweiten Tochter seines grossen
Lehrers, kehrte Wagner im Frühjahre 1856 aus Gotha nach
Pulkowa zurück, in die Stellung eines Directorgehülfen, die
bald nachher die Bezeichnung als die eines älteren Astronomen
der Hauptstemwarte erhielt. Hier wurde ihm sogleich wieder
das grosse Passageninstrument als praktisches Arbeitsfeld zuge-
wiesen, und den an diesem Instrumente auszuführenden und
bereits ausgeführten Arbeiten hat er bis an sein Lebensende

durch 30 Jahre unablässig seine Kräfte gewidmet. Die Be-
arbeitung der Pulkowaer Fundamentalbestimmungen in Rect-
ascension für 1845, ^^ ^^^ ^^ sogleich nach der Rückkehr ging,
war vornehmlich sein Werk. Für die Epoche 1865 hat er
nicht allein sämmtliche Beobachtungen, sondern auch deren
Bearbeitung allein durchgeführt, und selbst für die Epoche
1885 hat er noch den grössten Theil der Beobachtungen ge-
sammelt. Seiner Ausdauer, seiner Geschicklichkeit im An-
stellen und Bearbeiten der Beobachtungen, seinem eingehen-
den Studium des Instrumentes und aller den Werth der Be-
obachtungen bedingenden Umstände hat Wagner durch diese
Arbeiten ein unvergängliches Monument gesetzt. Näher auf
dieselben einzugehen ist hier nicht der Ort, und verweisen
wir in dieser Beziehung auf das von Wagner verfasste Memoire
in Vol. III der Observations de Poulkova, sowie auf die Ein-
leitung zu Vol. XII, dessen Druck bis auf wenige Blätter voll-
endet war als ihn der Tod ereilte.

Ehe an die reguläre Beobachtungsreihe für die Epoche
1865 gegangen werden konnte, musste das Passageninstrument
einer gründlichen Umarbeitung in der mechanischen Werk-
statt unserer Sternwarte unterworfen werden. Es beginnt da-
her dieselbe erst gegen Ende 1860. Für die Zwischenzeit
1856 — 60 dürfen wir als Hauptarbeit Wagner's seine Theil-
nahme an der Bearbeitung und Herausgabe des 1860 er-
schienenen Catalogs der reicl. haltigen Pulkowaer Bibliothek be-
zeichnen. Derartige Studien waren seine besondere Liebhaberei ;
sie verschafften ihm zugleich jene ausserordentliche Belesenheit,
welche, durch ein treues Gedächtniss getragen, seinem Rath
und Ausspruch in allen litterar-historischen Fragen den weitesten
Umfang und die grösste Sicherheit gab. Dieser Liebhaberei
hat er bis an sein Lebensende gehuldigt; er hat dadurch
wesentlich zur weiteren Vervollständigung und Entwickclung
der Bibliothek beigetragen und seine CoUegen bei vielen Ge-
legenheiten durch seinen Rath unterstützen können.

Ein besonderes Interesse hat Wagner auch stets für geo-
graphische und geodätische Studien bewahrt, und hat unter
andenu in der Stellung als Mitglied der St. Petersburger geo-
graphischen Gesellschaft und mehrjähriger Vorsitzender in der
Abtheilung derselben für mathematische Geographie Gelegen-
heit gehabt dasselbe zu bethätigen. Um nur das zu erNvähnen,
was durch den Druck weiter bekannt geworden ist, so ver-
danken wir ihm unter anderm die Bearbeitung der von Si-
densner an der Wasserscheide zwischen dem Obj und Jenis-
sei ausgeführten astronomischen Ortsbestimmungen, sowie die
der ähnlichen Bestimmungen von Raphailow iu der westlichen

Mongolei, welche er in den Schriften jener Gesellschaft publi-
cirt hat. Auch hat er neuerdings noch auf Newcomb's Auf-
forderung eingehende Untersuchungen über die exacte geo-
graphische Lage der zahlreichen über das Russische Reich
verbreiteten Beobachtungsstationen für die Venusdurchgänge
von 1761 und 1769 angestellt, wodurch es voraussichtlich
möglich sein wird der Berechnung jener Beobachtungen eine
erhöhte Genauigkeit zu geben.

Jeden Fortschritt der Wissenschaft und Technik fasste Wag-
ner mit Lebhaftigkeit auf. So hat er sich unter anderm auch
vielfach mit den durch die Astrophysik neuerdings hervorge-
rufenen Fragen beschäftigt. Namentlich aber interessirte ihn
die Anwendung der Elektricität als Hülfsmittel um die Ge-
nauigkeit der Beobachtungen und ihrer Benutzung zu erhöhen.
Für die Pulkowaer Sternwarte fanden diese Bestrebungen ihren
Ausdruck in verschiedenen von ihm im Detail geleiteten Ein-
richtungen, von denen wir nur hervorheben wollen: das Re-
gistriren der Durchgänge, die Zeitübertragung nach St. Peters-
burg, die elektrische Verbindung der verschiedenen Uhren der
Hauptsternwarte unter einander, die Vorrichtungen zur Bestim-
mung der absoluten persönlichen Gleichung bei Durchgängen,
die Benutzung von Accumulatoren zur Beleuchtung des Pas-
sageninstruments und zum grossen Theil die ganz neuerdings
ins Werk gesetzte Beleuchtung der Sternwarte durch elektri-
sches Licht und die elektrische Kraftübertragung zur Bewe-
gung des grossen Drehthurms.

Eine besondere Erwähnung verdienen auch seine Bestre-
bungen für die Vorbereitungen auf die Beobachtung des Ve-
nusdurchgangs im Jahre 1874, für welche russischerseits 32
Stationen ausgerüstet wurden, deren Erfolg leider durch das
W'etter nur sehr wenig begünstigt wurde. Für diesen Zweck
wurde unter anderm hier nach Wagner' s Anj^abe das Modell
eines künstlichen Venusdurchgangs hergestellt, welches so ge-
treu die Erscheinung wiedergab, dass alle Beobachter sich auf
dieselbe, wie sie später in Wirklichkeit erfolgte, sorgfältig vor-
bereiten konnten. Um persönlich die seltene Himmelserschei-
nung beobachten zu können begab er sich selbst auf eine durch
zuföllige Umstände sehr beschwerliche Reise nach Eriwan, aber
leider wurde auch dort durch Ungunst der Witterung der Zweck
der Reise vereitelt.

Im Jahre 1866 wurde Wagner zum Vice-Director der Pulko-
waer Sternwarte ernannt. Die mit dieser Stellung verbundeneu
Aufgaben waren ihm im Grunde wenig congenial, doch erfüllte
er dieselben mit einer Treue und Gewissenhaftigkeit, die dem
Director seinen Hingang besonders schwer erscheinen lassen.

Mit vollkommener Ruhe konnte letzterer sich auf die im Iiiter*
esse der Sternwarte zu unternehmenden Reisen begeben; er
wusste, dass während seiner Abwesenheit die Leitung der Stern-
warte in zuverlässigen Händen war, dass alle seine Anord-
nungen auch in seiner Abwesenheit mit grösster Sorgfalt und
Eifer ausgeführt wurden.

Mitglied der Astronomischen Gesellschaft ist Wagner seit
ihrer Gründung 1863 gewesen und hat sein Interesse an ihren
Bestrebungen durch verschiedene gehaltvolle Referate in der
Vierte Ijahrsschrifl bekundet. In erhöhtem Grade hat er sich
ihr dienstlich erwiesen durch Herstellung des Rectascensions-
Catalogs der Hauptsteme für 1865, welcher in Auwers' Händen
das gewichtigste Contingent zu dem von ihm bearbeiteten
Fundamentalcatalog für die Zonenarbeit der Gesellschaft ge-
bildet hat.

Wie hoch Wagner als Mensch stand, das bewies die Liebe
und Hochachtung, die ihn von allen Seiten stets umgab- Dem
hochgewachsenen Manne von kräftiger Statur und frischer stets
freundlicher Miene hätte gewiss jeder, der ihn sah, ein hohes
Alter vorausgesagt. Indessen klagte er doch schou seit Jahren
über Magenbeschwerden und Ermüdung , die ihm alljährlich
den Gebrauch des Marienbader Wassers nothwendig machten.
Vierzehn Tage vor seinem Tode stand er in scheinbar voller
Kraft, in Abwesenheit des Directors, der Sternwarte vor, da
erfasste ihn ein heftiger Magenkatarrh, der zwar nach wenigen
Tagen beseitigt war, in dessen Folge sich aber eine sich un-
aufhaltsam steigernde Schwäche der Herzthätigkeit einstellte,
die am 14/2. November seinem Leben ein Ende machte. Aus
seiner 30 jährigen glücklichen Ehe mit Emma Hansen sind
sieben Kinder, 3 Söhne und 4 Töchter entsprungen, die jetzt
mit der Mutter um den theuren Dahingeschiedenen t

Im December 1886.

Otto Stn

Carl Heinrich August Auerbach

wurde am 24. Februar 1813 in Berlin geboren. Für den Kauf-
mannsstand bestimmt, ergab er sich diesem Berufe mit grösstem
Eifer, machte sich später in Leipzig ansässig und genoss hier
allseitig, indem er zu den höchsten Stellen seines Standes er-
wählt wurde, die grösste Verehrung. Sein bescheidenes, wohl-
wollendes Auftreten, gepaart mit dem strengsten Gerechtigkeits-
sinn, erwarben ihm die dauernde Zuneigung zahlreicher Freunde,
Obwohl in seinen Mussestunden der Belehrung der Wissenschaft

auf allen Gebieten zugewandt, schätzte er doch besonders die
Naturwissenschaft wegen der Exactheit ihrer Beobachtungen
und wegen der sich daraus nothwendig und ohne Speculation
ergebenden Wahrheiten. Zur Astronomie begeisterten ihn na-
mentlich die populären Vorlesungen d' Arrestes in jener Zeit,
als derselbe Observator der Sternwarte auf der Pleissenburg
in Leipzig gewesen.

Als im Jahre 1860 Bruhns aus Berlin als Professor und
Director der neu zu erbauenden Sternwarte nach Leipzig be-
rufen wurde, trat für Auerbach's Neigung eine besonders glück-
liche Wendung ein. Der vielfache Verkehr mit Bruhns und
die lebhafte Anregung, die letzterer nach jeder Seite hin zu
verbreiten wusste, reiften in Auerbach den Entschluss, selbst
eine kleine Sternwarte, verbunden mit einer meteorologischen
Beobachtungsstation, auf seiner Sommerbesitzung in Gohlis bei
Leipzig zu errichten, was denn auch fast gleichzeitig mit der
Erbauung der neuen Leipziger Sternwarte geschah. Diese erste
Beziehung beider Männer zu einander legte den Keim zu
einer intimen Freundschaft, die treu und ungetrübt bis zu
Bruhns' Tode im Jahre 1881 währte und auch auf des letz-
teren Arbeitsfreudigkeit von grösstem Einflüsse war. Sie äus-
serte sich zunächst in der gemeinschaftlichen Reise beider zur
Beobachtung der totalen Sonnenfinstemiss am 1 8. Juli 1 860 zu
Tarazona in Spanien, wohin Bruhns von der sächsischen Re-
gierung geschickt worden war. Auerbach's Beobachtungen, die
sich auf fortlaufende Temperaturablesungen und allgemeine
Eindrücke während der Finstemiss bezogen, sind in Nr. 1292,
Bd. 54 der Astronomischen Nachrichten durch Bruhns ver-
öffentlicht. Auf dieser Reise wurde Auerbach auch mit Leverrier
bekannt, von dessen Liebenswürdigkeit ihm gegenüber er um
so freudiger erzählte, je weniger sie anderen zu theil geworden
sein soll. Den Jahrestag dieser Sonnenfinsterniss verbrachten stets
die beiden Leipziger Freunde zusanmien und lebten ihren Er-
innerungen.

Auf der ersten Versammlung der Astronomischen Gesellschaft
in Leipzig wurde am 2. September 1865 Bankdirector Auerbach
in den Vorstand und zum Rendanten dieser Gesellschaft gewählt,
welches mühsame Amt er mit hoher Sorgsamkeit zur wesentlichen
Förderung der Gesellschaftsinteressen durch 15 Jahre verwaltete,
um es endlich wegen seiner angegriffenen Gesundheit mit dem
I. Januar 1881 niederzulegen.

Die Auerbach'schePrivatstemwarte in Gohlis besteht aus einem
Zeitbestimmungsraume mit nördlicher und südlicher Meridian-
klappe und einer anschliessenden drehbaren Kuppel. Ersterer
birgt ein gerades Passageninstrument von 43 mm Oeffnung,

letztere einen Steinheirschen Refractor von 95 mm Oeffnung
mit parallaktischer Montirung und Holzstativ. Eine kurze Be-
schreibung dieser Sternwarte ist in Nr. 2466, Bd. 103 der
Astronomischen Nachrichten gegeben, eine detaillirtere, die von
Auerbach selbst herrührt, wird im „Smithsonian Report for 1885"
erscheinen. Der Kuppelbau trägt die Aufschrift „E pur si
muove", und Auerbach erläuterte dieselbe in humoristischer
Weise durch den Umstand, dass man beim Baue allgemein
gedacht habe, der Gohliser Schlosser brächte die Drehbarkeit
der Kuppel nicht zu stände — „und sie drehte sich doch**. Mit
Vorliebe machte Auerbach Zeitbestimmungen und controlirte
sehr sorgfältig seine Zachariae'sche Pendeluhr. Als Auerbach
im Frühjahr 1872 aus dem Nachlasse Alexander von Humboldt's
einen Kessels'schen Chronometer erwarb, den jener auf seinen
Reisen benutzt hatte, widmete er der Untersuchung desselben die
grösste Aufmerksamkeit und constatirte durch eine eingehende
Discussion dessen Vortrefflichkeit. Auerbach beobachtete in Gohlis
mit Erfolg den Mercurdurchgang vom 11. November 1861, und
veröffendichte die Beobachtung in Nr. 1342, Bd. 56 der Astro-
nomischen Nachrichten; ebenso beobachtete er, wie mir bekannt,
jenen vom 6. Mai 1878, welche Beobachtung aber, nachdem
sie an Bruhns übergeben und bis zu dessen Tode nicht ver-
öffentlicht worden, später verloren gegangen zu sein scheint.
Währenddes Venusvorüberganges am 6. December 1 882 vereitelte
ein heftiges Schneegestöber die von Auerbach vorbereitete und
sehnlichst erwartete Beobachtung dieser seltenen Erscheinung.
Sein grosses Interesse für diese Phaenomene bekundete er schon
dadurch, dass er 1874, als die Kerguclen- Venusexpedition von
Kiel aus mit S. M. Corvette „Gazelle" am 21. Juni abgehen
sollte, Bruhns dahin begleitete und sich von ihr verabschiedete.
Auf Auerbach's Sternwarte wurden ferner von mir einige Be-
obachtungen von Cometen (A. N. Nr. 2466) und Sternbedeckungen
(A. N. Nr. 2545) angestellt.

Auerbach hatte sich eine schöne und umfangreiche astro-
nomische Bibliothek angelegt, in welcher er seine genussreichsten
Stunden verbrachte. Der Catalog derselben zeigte wieder muster-
haften Ordnungssinn. Auerbach übersetzte die populäre Astrono-
mie von A.Guillemin ,,Les mondes" ins Deutsche, ebenso die P'.r-
läuterungen des Nautical Almanac für 1865, mochte sich aber
nicht entschliessen , diese mir als trefflich bekannten Uebertra-
gungen der Oeffentlichkeit zu übergeben. Auch die Bruhns'sche
Dissertation „De planctis minoribus inter Martern et Jovem circa
solem versantibus" wurde von Auerbach ins Deutsche übertragen
und damit dem verehrten Freunde zu dessen Geburtsfeste eine
sinnige Ueberraschung bereitet. Ueber die langjährigen ombro-

metrischen Aufzeichnungen in Gohlis berichtete er selbst noch
in letzter Zeit im „Gohliser Wochenblatt*'.

Fast alle Astronomen, welche Leipzig und Bruhns besuchten,
nahmen ihren Weg auch nach Gohlis, und solche Momente
zählten zu den glücklichsten in Auerbach'« P^inneruns:. Des-
halb musste ihn auch ganz besonders der Tod des treuen
Freundes Bruhns am 25. Juli 1881 erschüttern, ebenso im
folgenden Jahre das Hinscheiden des stets lebensfrischen und
geistig übersprudelnden Zöllner. In dieser Zeit des astronomischen
Verwaistseins wandte Auerbach seine ehrende Freundschaft mir
zu; ich besuchte ihn in jedem Jahre mindestens einmal in
Gohhs und machte dort einige Beobachtungen, an welchen er sich
leider eines früheren Schlaganfalles wegen nicht mehr betheiligen
durfte. Trotzdem erfreute sich Auerbach einer grossen körper-
lichen Rüstigkeit und seltenen Geistesfrische, verbunden mit
einer alle Herzen gewinnenden Heiterkeit und Liebenswürdigkeit.
Wieder gedachte ich, im September 1 886, Auerbach auf seiner
Sternwarte zu besuchen, als es plötzlich hiess, der hochgeschätzte
Freund sei schwer erkrankt. Zwei Schlaganfalle hatten ihn
durch sieben Wochen ans schnierzcnreiche Krankenbett ge-
fesselt, bis er am 22, October 1886 um \^\^ Uhr Nachmittag
im Alter von 73 Jahren an Herzlähmung sanft verschied.

Auerbach war ein offenherziger, durchaus edler Charakter,
der sich jeden, mit dem er verkehrte, zum Freunde machen
musste; er begeisterte sich für alles Hohe und Erhabene, und
fühlte sich derart ganz besonders zur Astronomie hingezogen,
die seine ^lussestunden verschönte und veredelte — ihr erbaute
er eine Beobachtungsstätte, an welcher er selbst nach Kräften
für die Himmels- und Witterungskunde wirkte. — P2hre seinem
Andenken !

L. Weinek.

Zusammenstellung der Planeten-Entdeckungen im

Jahre 1886.

Im Jahre 1886 hat sich die Zahl der bekannten kleinen
Planeten um 11 vermehrt. Es wurden entdeckt:

254 Augusta

am 3 1 . März

von J. Palisa in Wien

255 0ppavia

» 31. März

> J. Palisa » Wien

256 Walpurga

3. April

* J. Palisa » Wien

257 Silesia

> 5. April

» J. Palisa » Wien

258 Tyche

4. Mai

» R. Luther » Düsseldorf

259 Aletheia

» 28. Juni

♦ C. H. F. Peters » Clinton

260 Huberta

* 3. October

» J. Pahsa » Wien

261 Prymno am 3 1 . October von C. H.F. Peters in Clinton

262 » 3. November » J. Palisa » Wien

263 »3« November » J. Palisa » Wien

264 Libussa » ij.December » C. H.F. Peters »Clinton

Der im 21. Jahrgang S. 14 noch nicht benannte Planet (253)
hat den Namen Mathilde erhalten.

Der Planet (177) Irma, welcher nach seiner ersten Er-
scheinung wiederholt vergeblich gesucht wurde, ist nunmehr in
der achten Opposition, seit und mit Einschluss der Entdeckung,
von J. Palisa wieder aufgefunden worden; ebenso nach 6 unbe-
obachtet vorübergegangenen Oppositionen der Planet (197) Arete,
dieser jedoch erst Ende Februar 1887.

Die Grössenschätzungen der neu entdeckten Planeten zeigen
zum Theil wieder recht beträchtliche Unterschiede der Auf-
fassung, doch ist deutlich zu erkennen, dass die grössere Hälfte
zu den lichtschwächeren Planeten gehört, welche niemals heller
als 12. Grösse werden.

Die Helligkeitsverhältnisse ergeben sich aus der folgenden
Zusammenstellung, in welcher bei jedem Planeten angeführt sind :

1. die Grenzen, zwischen welchen die Grössenschätzungen
schwankten, auf die Entfernung zur Zeit der Opposition
reducirt;

2. das Mittel aus diesen verschiedenen Schätzungen;

3. die mittlere Grösse des Planeten;

4. die Grenzen, zwischen welchen die Grössen liegen, die
der Planet zur Zeit der Opposition erlangen kann;

5. die Anzahl der Schätzungen.

Grenzen der Mittel der Mittlere GrÖsscn-Grenzen Anzahl der
Schätzungen Schätzungen Grösse bei der Opposition Schätzungen

254

13.0— 13.5

U'2

134

12.5— 14.1

255

'3-5

13-5

13.8

13-3—14.3

256

12.5 13-5

13.0

13-3

12.9 13.7

257

13.2 13-5

13.3

12.8

12.1— 13.4

258

11.3 — 12.6

11.9

II. I

9.7 — 12.2

259

ii.o — 12.9

II. 6

12.2

11.5 — 12.8

260

12.9— 13.4

13-2

13.8

13.2— 15.6

261

I i.o — 12.9

11.9

II-5

10.9 — 12.0

262

12.0 — 13.4

12.7

14.1

12.6 — 15.2

263

12.0

12.2

lo.i — 13.6

264

10.8 — 1 1.8

II-3

11.8

II. 2 — 12.3

Die Beobachtungen ergaben für sämmtliche Planeten aus-
reichendes Material zur Bahnberechnung. Es wurden nämligh
beobachtet:

II
254 an II Tagen in einem Zwischenraum von 51 Tagen

255

256

257

}»

258

259

260

261

106

262

}»

103

263

•>

264

•»

;»

•»

Hierbei ist zu bemerken, dass die Erscheinung des Pla-
neten (264) Libussa gegenwärtig (Ende Februar) noch nicht
abgeschlossen ist und noch eine oder mehrere Beobachtungen
in derselben erwartet werden dürfen.

Die Haupt-Bahnelemente, welche vorläufig für die neuen
Planeten ermittelt sind, lauten:

254 Sl'

= 28° 12' i:

- 4° 36'

q>— 7^ 3'^ =

= 2.21 Berberich

255

14 6

9 34

4 46

2.75 Berberich

256

1B3 43

13 15

4 15

3.01 Berberich

257

35 30

3 40

7 0

3.12 Berberich

258

207 42

14 13

i^. 57

2.62 Stechert

259

88 32

10 40

6 45

3.14 Berberich

260

168 48

6 18

6 41

3.42 Berberich

261

96 33

3 38

4 33

2.30 Knopf

262

38 40

7 46

12 33

2.56 Berberich

263

217 56

I 27

17 46

3.01 Knopf

264

50 23

10 29

5 19

2.57 Lange

Bemerkenswerthere Eigenthümlichkeiten sind in den vor-
stehenden Elementen nicht zu erkennen, dagegen dürften einige
Aehnlichkeiten zwischen den Elementen mehrerer der neuen
und älterer Planeten hervorzuheben sein, wenn dieselben sich
auch nicht gerade gleichmässig auf alle Elemente erstrecken.
In Bezug auf die Lage der Bahnebenen allein Hesse sich die
Anführung solcher Aehnlichkeiten über ganze Gruppen von
Planeten wohl leicht noch weiter ausdehnen, als im folgenden
geschehen ist; doch ist dabei zu bedenken, dass bei der Höhe,
welche die Anzahl der kleinen Planeten erreicht hat, kaum
noch etwas Auffalliges darin zu sehen ist, wenn dieselben sich
in Knotenlänge und Neigung gleichzeitig bis auf etwa 3° — 4°
nahe kommen.

»3

27?6

,==

5?o

fp=

4?i)

» = 243

207

28.g

3-8

1.6

2.29

254

28.2

4.6

7.0

2.21

238

184.6

1 =

12.4

<P =

5-0

« = 2.91

256

■83-7

13-2

4.2

3-01

«=

35-5

1 =

0.8

9 =

7-7

" = 313

257

35-5

3-7

7.0

3-"2

fl =

93-9

(■^

1.6

lo.o

4 = 2.35

93-6

4-2

2-7

2.27

26 1

g6.6

3-6

4.6

2.30

'5'

ft=

38.9

1 =

6.5

2.2

0 = 2.59

162

38.1

6.1

10.5

3.02

262

38.7

7.8

'2.5

2.56

45-0

,-^=

8.0

9= =

10.7

» = 2.78

48.1

11.6

10.4

2.62

118

47-5

7.8

9.2

2-44

264

50-4

10.5

5-3

2-57

Von den im Jahre 1885 entdeckten 9 Planelen sind nur 7,
nämlich 245 — 253 mit Ausschluss von (247) Eutrate und (251)
Sophia in dor zweiten Erscheinung wieder aufgefunden, dagegen
ist die Wiederaufsuchung von (244) Sita, deren zweite Erschei-
nung bei Abfassung des letzten Berichtes noch zu erwatten
irar, trotz der grossen Lichtschwäche des Planeten von gutem
Erfolg gewesen; von älteren bis dahin nur in einer Erscheinung
beobachteten Planeten sind (177) Irma und (197) Arete wieder-
gefunden, so dass die Zahl der nur in einer Erscheinung beob-
achteten Planeten mit Ausschluss derjenigen 1 1 Planeten , deren
zweite Erscheinung erst zu erwarten ist, sich Ende Februar 1887
auf 1 5 beläuft. In der folgenden Zusammenstellung sind der
bequemeren Uebersicht wegen wieder angegeben:

1. die Zahl der Oppositionen, welche bisher stattgefunden
haben, mit Einbegriff derjenigen Erscheinung, in welcher
die Entdeckung erfolgte;

2, die Zahl derjenigen der genannten Oppositionen, in
welchen die Planeten beobachtet wurden;

,V diejenigen Planeten, auf welche die vorstehenden An-
gaben sich beziehen;
4. die Anzahl dieser Planeten.

Aiuahl der

>uitgef. beob.

Opposiüo

254.255.

2Ö2, 2(

247.25'

228

220

188, 193

aber 7

99. 132.
183

239.240.
249. 2;

225

217

197

'77

233.234.

229,232

222,223

206, 208..

IQ5

170, 180

107

'45

224, 226,

201,203,

17«. 19'.

i()i. 164,

über lo

'3'

AmM der
slatlgef.l beob.

Planeten

Anzahl
der Pia-
nelED

5, 5

'; 5

i i

9 5

10 5

aber lo 5

219,221

192, 198, 200,205,21 1, 212, 213, 215

182, 186, 187, 189, 194, 196, 209
169, 176, 179, 190
142, 144, 151, 162, 171

136,139,141.146.147. 150.152
66,98, 117

8
7
4
5

7
3

6
7
8
9
10
über lo

6
6
6

t
6

204, 207,216, 2l8

172,184

148, 158, 160, 165, 168
J43. 159

77,86, 104, 109, 110, 123.124. 125.

127.137.153

2
5
2

über 6 über 6

1—65,67—76,78—85,87—97, 100

— 103, 105 — 108, 111 — 116, 118

— 122, 126, 128-130, 133-135.

138,140, 154,173,181, 185

126

264

Paul Lehm

Zusammenstellung der Cometen-Erscheinungen des
Jahres 1SS6.

Comet 1885 V. Vgl. VJ.S. 2i,S. 21. Die letzte Beobachtung
ist, wie nachträglich bekannt geworden ist, von Pechüle in
Kopenhagen am i.März 1S86 angestellt worden.

Von Beobachtungen sind seit dem letzten Referate noch
veröffentlicht worden:*)

Brüssel 115.291 Padua 116.107

Kopenhagen 115.387 Pola 114,211

Lyon B.A. 3.135 Rom 1 14 . 205

Marseille B.A. 3. 167 Wien 114.347

Nashville 115 . 323

*) Ki sind verglichen die Zeitschriften : Aslronomische Nachrichten (ohne

Comet 1886 I (Fabry). Vgl. V.J.S. 21, S. 21. In den ersten
Tagen des April wurde der Comet dem blossen Auge sicht-
bar. Im Fernrohr zeigte sich der Kern desselben umgeben
von einer glänzenden Coma, an welche sich ein fast gerader,
schmaler Schweif von über 1° Länge ansetzte; gegen Ende
des Monats erreichte der Comet die Helligkeit eines Sterns
2.3ter Grösse mit einer Schweif länge von 4 — 5 Grad, ohne dass
jedoch, infolge des tiefen Standes des Cometen in der Däm-
merung, seine Erscheinung eine besonders hervorragende ge-
nannt werden konnte. Photometrische Helligkeitsmessungen
von G. Müller zeigen, dass wenigstens in der Zeit von Anfang
März bis Ende April der Cometenkern fast nur reflectirtes
Sonnenlicht entsendet hat, und dass das von ihm ausgestrahlte
Eigenlicht nur einen sehr geringen Beitrag zum Gesammtlicht
geliefert haben kann. Zu ähnlichen Schlussfolgerungen kommen
die Potsdamer spectroskopischen Beobachtungen, nach denen
das Bänderspectrum im Vergleich zu dem continuirlichen
Spectrum ziemlich schwach gewesen ist, während im Gegensatz
hierzu Tr^pied in Algier ausdrücklich ein starkes Hervortreten
des Bänder spectrums betont. Die Beobachtungen auf der
Nordhalbkugel schliessen mit April 25 Wien und Kopenhagen;
auf der Südhalbkugel erschien der Comet zuerst am i. Mai
als ein dem blossen Auge auffälliges Object mit einem 9°
langen, vollkommen geraden, scharf begrenzten Schweif. Bis
Mitte Mai war derselbe mit abnehmender Helligkeit noch dem
blossen Auge sichtbar; im Femrohr konnte er bis zum 30. Juli,
an welchem Tage ihn Finlay am Cap zuletzt beobachtete,
verfolgt werden.

Die folgenden Elemente von A. Svedstrup sind aus 6
Normalörtem von 1885 Dec. 3 bis 1886 März 22 abgeleitet und
werden voraussichtlich von den definitiven nicht mehr allzu-
sehr abweichen.

7^= 1886 April 5.99962 mittl. Zeit Berlin
7r= 162° 58' 5:3 I
ft= 36 22 38.7 \ 1886.0
z= 82 37 17.1 J
log ^ = 9.807767

Zu den V.J.S. 21, S. 22 angeführten Beobachtungen treten
noch folgende hinzu:

weitere Bezeichnung) bis Band I16S. 256, Monthly Notices (M.N.) bis Vol.
47 p. 120, Comptes Rendus (CR.) bis Tome 104 p. 614, Bulletin
Astronomique (B.A.) bis Tome 4 p. 48, Astronomical Journal (A.J.) bis
Vol. 7 p. 64.

Nashville 115 . 323
Nizza B.A. 3 . 277
Orwell Park 1 15 . 289
Padua 1 16 . 107
Paris B.A. 3 . 450, 493
Plonsk 114 . 395
Pola II 4. 211
Prag 116.57
Rom 115. 329
Scarborough M.N. 4 7
Sydney M.N. 46 . 495
Taschkent 1 14 . 235
Turin 115. 331
Washington 115 . 1 09
Wien- 1 14 . 347
Windsor 115 . 393
zur See M.N. 46 . 457, 498;
M.N. 47 . 1 17

Algier CR. 102 . 731 ; B.A.

3.234
Bothkamp 1 14 . 171

Brüssel 115 . 291

Cap 114. 235

Christiania 114 . 379

Cordoba 116 . 59

Dresden 1 14 . 205

Glasgow Mo. 115 . 107

Gotha 115. 139

Greenwich M.N. 46 . 303, 348,

399
Kopenhagen 115. 385

Kremsmünster 115 . 391

Leipzig 115 . 235

Lyon B.A. 3 . 134, 236

Marseille B.A. 3.166

Melbourne 116. 145

München 114 . 315

Comet 1886 II (Barnard). Vgl. V.J.S. 21 , S. 22, Der
Comet wurde mit zunehmender Helligkeit gegen den i.Mai
dem blossen Auge sichtbar und konnte noch 14 Tage lang
auf der Nordhalbkugel als ein runder, heller Nebel mit deut-
lichem, aber verwaschenem Kern und einem 3° langen Schweife
beobachtet werden. Am 12. Mai erreichte derselbe, bereits
tief am Horizont stehend, die Helligkeit eines Sterns 3. Grösse,
ohne jedoch eine auffallende Erscheinung darzubieten. Auch
bei ihm konnte G. Müller im Zusammenhang mit spectro-
skopischen Beobachtungen ein auffallendes Zurücktreten des
Eigenlichtes gegen das reflectirte Sonnenlicht constatiren. Auf
der Nordhalbkugel wurde er zuletzt von Pechüle in Kopen-
hagen am 15. Mai beobachtet, auf der Südhalbkugel beginnen
die Beobachtungen, nachdem der Comet bereits das Maximum
der Helligkeit überschritten hatte, am 29. Mai und schliessen
mit der Capbeobachtung vom 26. Juli.

Bessere parabolische Elemente als die V.J.S. 21, S. 23
angegebenen liegen zur Zeit nicht vor. Zwei weitere Bahn-
bestimmungen aus 3 Beobachtungen von Thraen (A. N. 115. 79)
und Morrison (Sid. Mess. 5. 1 18) haben auf eine Hyperbel
geführt; dieselbe kann aber, wie die Berechner selbst bemerken,
so lange kein Vertrauen verdienen, als nicht die Unmöglich-
keit, die Beobachtungen durch eine Parabel darzustellen, naclw
gewiesen ist.

Die folgenden Beobachtungen treten zu den V.J. S. 21,
S. 2 ; ano-eführten hinzu:

Nizza B.A. 3.277

Onvell Park 1 15 . 289

Padua 116 . 107

Paris B.A. 3 . 584

Plonsk 1 14 . 395

Pola 1 14 . 211; 1 16. 193

Prag 116.57

Rom 115 . 329

Scarborough M.N. 47 . 28

Sydney M.N. 46 . 497

Taschkent 114. 235; 115. 109

Turin 115 .331

Virginia Univ. 1 15 . 43

Washington 115 . 1 09

Wien 114. 347

Windsor 1 16 . 123

zur See M.N. 47 . 117

Algier CR. 102 .731; B.A.

3 . 234, 496
Brüssel 115 . 291
Christiania 114 . 379
Cordoba 1 1 6 . 6 1
Dresden 114. 205, 379
Glasgow Mo. 115. 107
Gotha 115 . 141
Greenwich M.N. 46 . 303, 348,

399
Kiel 115. 107

Kopenhagen 1 15 . 387

Kremsmünster 115 . 391

Leipzig 115 . 235

Marseille B.A. 3 . 167

Melbourne 116. 147

München 115 .47

Nashville 1 15 . 323

Comet 1886 III (Brooks 2); entdeckt am Morgenhimmel
von Brooks in Phelps am 30. April. Der Comet bot im Fern-
rohr das genaue Abbild eines grossen Cometen dar. Dem
äusserst feinen Kern folgte nach Pechüle im Parallel ein etwa
12" breiter Nebelstreif, in einen zweiten, etwas verwaschenen
Kern endend, von welchem aus der 10' lange Schweif sich
fächerförmig nach Süden krümmte. B. von Engelhardt erwähnt
ausserdem noch einen schwachen Ausläufer von 6' Länge, der
sich in einiger Entfernung vom Hauptschweife abspaltete und
nach Süden bog.

Als man nach dem Vollmond am 20. Mai den Cometen wie-
der aufsuchte, hatte sich sein Aussehen völlig verändert. Anstatt
des hellen Cometen erblickte Knorre nur noch einen leisen Hauch
von 5' bis 10' Länge. Tempel schildert ihn in diesen Tagen
als Spindelnebel von 12' Länge und i'/a' Breite, ohne Kopf oder
einen stellvertretenden helleren Nebelknoten; eine Messung die-
ser kopflosen Masse schien ihm unmöglich. Die letzte Beobach-
tung ist die von Celoria in Mailand am 24. Mai; am 3. Juni
war er zwar noch sichtbar, aber nicht mehr zu beobachten.

Die nachfolgenden Elemente von Celoria erstrecken sich
über die ganze Erscheinung und werden sicher den definitiven
schon sehr nahe kommen.

T= 1886 Mai 4.482162 mittl. Zeit Berlin
7c = 326° 19' 61'5 \
^=287 45 33.4 I 1886.0

tz=z 100 12 6.7 )

log ^ = 9.925294

Vlcrteljalirsschr. d. Astronom. GesellBchaft. 2a. 2

B.A.

Beobachtungen :
Algier CR. io2- 1096;

3-496
Berlin 114. 317, 331
Brüssel 1 1 5 . 295
Dresden 114. 288, 317, 379
Hamburg I14 . 301
Kiel 114-237, 317
Kopenhagen 115.387

Leipzig 115 . 237
Lyon CR. 102 , 1052
Marseille B.A. 3 . 276
Nizza CR. 102 . 1149:
3-277

B.A.

Paris CR. I02 . 1051
Rom 114 . 301; 115 . 329
Washington 1(5 . 109
Comet 1886 IV {Brooks 3) wurde am 22. Mai von Brooks
als schwacher Nebel mit einem Durchmesser von 2' aufgefunden.
Leider erlaubte es die grosse Liclitschwäche des Coraeten nicht,
ihn länger als bis Juli 3 zu verfolgen, was um so mehr zu
bedauern ist, als derselbe zu der interessanten Klasse der
Cometeu mit kurzer Umlaufszeit zu gehören scheint. Die
folgenden Elemente von Hind beruhen auf 3 Beobachtungen
Mai 25, Juni 3 und Juh i und stellen auch die letzte Nizzaer
Beobachtung vom 3. Juli innerhalb der Grenzen der Unsicher-
heit vollständig dar:

T= 1886 Juni 6.60866 mitü. Zeit Berlin
jt=229°45'58?o I
ß= 53 3 25-7 '886.0
i= 12 56 1.8 I
9= 37 27 10.2
log <j = 0.5329478
fi = 563^0992
U= 6.301 Jahre.
Eine zweite elliptische Hahn vonS. Oppenheim aus derselben
Zwischenzeit gibt eine Umlaufszeit von 9.05 Jahren, scheint
aber die Beobachtungen nicht ganz so j>ut wie die Hind'sclic
Bahn darzustellen.
Beobachtungen:
Albany 114 . 365 Nizza 1 15.47; CR. 102. 1230;

Algier 114 .403; CR. i

1438; B.A. 3 .496
Arcetri 114 .365; 115 .
Lyon 114. 365iCR. 102
Melbourne 1 16 . 147
Nashville 115. 323

Nizza 1 15.47; CR. 102.
103. 119; B.A. 3. 278
l'ola 116. 193
Rom 114 . 365
Strassburg 1 14 . 365
.Sydney W.N. 46.497
Wien 1 14 . 365. 399

Comet 1886 V (Brooks 1). entdeckt von Brooks vor den
beiden vorherjjehenden am Abend des 27. April als eine massig
helle, runde Lichtmasse von 2' Durchmesser mit einer excentrisch
liegenden Verdichtung. Bis Ende Mai konnte der Comet mit
wachsender Helligkeit auf der Nordhalbkugel vorfolgt werden; mit

Mai 25 schliessen die Mailänder, Mai 28 die Wiener Ortsbestim-
mungen. Die Beobachtungen auf der Südhalbkugel begannen,
nachdem bereits das Maximum der Helligkeit verstrichen war, am
3. Juli und schliessen mit der Capbeobachtung vom 30. Juli.

Die folgenden Elemente von A. Krueger beruhen auf 3 Be-
obachtungen April 29, Mai 9 und 2 1 und scheinen von den zahl-
reich vorhandenen provisorischen Elementen die Beobachtungen
am besten darzustellen:

T=- 1886 Juni 7.42621 mittl. Zeit Berlin
5«= 33°55'26?9

ß=i92 42 6.5
?= 87 44 23.1
log ^ = 9.431999

Beobachtungen :
Algier CR. 102 . 1096; B.A.

3-495
Ann Arbor 114. 397

Arcetri 114.299, 332

Berlin 114 . 299, 329

Brüssel 115 . 293

Dresden 114.287, 299, 379

Gotha 115. 141

Greenwich M.N. 46 . 400, 459

Hamburg 114.237,317, 329

Harrow 1 14 . 299

Kiel 114.223,237,299, 317,

329
Kopenhagen 115. 387

Leipzig 115 .235

Lyon CR. 102 . 1052

1886.0

Mailand 115 . 159
Marseille B.A. 3 . 275
München 114 . 381
Nizza CR. 102 . 1149; B.A.

3.277
Orwell Park 115. 289

Padua 116 . 107

Paris CR. 102 . 1008

Plonsk 114 . 395

Pola 116 . 193

Prag 116.57

Rom 1 14 . 237; 1 15 .

Sydney M.N. 46 . 497

Turin 115 .331

Wien J 14 . 299

Windsor 116 . 123

329

Winnecke' scher Comet 1886 VL Für die vorjährige Er-
scheinung des Winnecke'schen Cometen hatte A. Palisa auf
Grundlage der von Oppolzer aus 3 Erscheinungen abgeleiteten
Elemente die folgenden, infolge der grossen Störungen nur
ganz genäherten Elemente ermittelt:

Epoche und Osculation 1886 Aug. 31.26 mittl. Zeit Berlin

r= 1886 Sept. 16.5 mittl. Zeit Berlin

jr = 276 4

ß=ioi 56

1= 14 27

9>= 46 37
^ = 610748

log 0 = 0.509557

1890.0

Auf Grundlage einer von E. Lamp aus diesen Elementen
gerechneten Ephemeride gelang es Finlay am Cap, den Co-
meten am 19, August als kreisrunde Nebelmasse von 1' Durch-
messer in der Helligkeit eines Sternes 10. Grösse aufzufinden.
Gegen die Mitte zu zeigte sich eine leichte Verdichtung ohne
eigentlichen Kern; ein Schweif war nicht vorhanden. Der Perihel-
durchgang fand nach dieser Üeobachtung 1 2 Tage früher statt,
als nach den Palisa 'sehen Elementen zu erwarten war. Infolge
der ungünstigen Stellung für die Nordhalbkugel konnten nur
auf den südlicher gelegenen Sternwarten Palermo, Nizza und
Algier einige wenige Beobachtungen des Cometen erhalten wer-
den; um so mehr ist es mit Freuden zu begrüssen, dass ihn
Finlay selbst mehrere Monate hindurch bis Nov. 29 verfolgen
konnte. Für die Bahnverbesserung wird seine grosse, 32 Be-
obachtungstage umfassende Reihe von hervorragender Wichtig-
keit werden.

Beobachtungen :
Algier CR. 103.457; B-A. 3 . Palermo 115.143

497 Rio CR. 103.918

Cap 115. 111 Sydney M.N. 47 . O7

Nizza 115.329; CR. 103.516;

B-A. 3-535
Comet 1886 VD (Finlay), entdeckt am 26. September von
Finlay am Cap als runde, schwache Nebelmasse von 1' Durch-
messer mit Spuren ehier centralen Verdichtung. Schon die
erste Bahnbestimmung zeigte eine solche Aehnlichkeit mit den
Elementen des bisher nicht wieder aufgefundenen de Vico'schen
Cometen 1844 I, dass au einer Identität beider Himmelskörper
eine Zeit lang kaum gezweifelt wurde. Leider haben indessen
die späteren Rechnungen von Prof. Krueger und von Prof. Boss,
wenn sie auch für den Fiiilay'schen Cometen ebenfalls auf
eine Ellipse mit kurzer Umlaufszeit führten, doch die Identität
beider Cometen zum mindesten höchst zweifelhaft erscheinen
lassen. Die sich aus den nachstehenden Elementen von Prof.
Krueger ergebende Umlaufszeit von 2433 Tagen ist um 44O
Tage grösser als die von Brünnow für den de Vico'schen Co-
meten gefundene, und es ist nicht einzusehen, in welcher Weise
in der Zeit von 1844 bis 1886 eine solche Aenderung der Bahn
hätte vor sich gehen können. Sonach muss vorläufig die An-
nahme, dass wir zwei verschiedene Cometen mit ähnlichen
Bahnen vor uns haben, als die bei weitem wahrscheinlichere
gelten.

Die Elememe von Prof. Krueger, welche aus einzelnen Be-
obachtungen von 1886 Sept. zg bis 18R7 Febr. 23 abgeleitet
sind, lauten:

T= 1886 Nov. 2242429 mittl. Zeit Berlin
«= 7°34'i4i'6 )
ß=52 29 58.8 I 1886.0
«■= 3 I 39-2 )
q?=45 54 22.7
fi= 532^6894 ±0:395
r== 2432.937 Tage

Nachdem der Comet Mitte October in — 26° seine grösste
sudliche Declination erreicht hatte, wandte er sich nach Norden
und wurde bald infolge der zunehmenden Helligkeit und seiner
günstigen Stellung am Abendhimmel der Gegenstand eifriger
Beobachtung für die Astronomen der Nordhalbkugel. Von
Mitte December ab ist die Helligkeit langsam im Abnehmen
begriffen, ohne dass bis jetzt (Mitte März) die Beobachtungen
hätten abgebrochen zu werden brauchen.

Beobachtungen :

Albany 1 1 5 . 269 ; A. J. 7.21,52 New York (Searle) A. J. 7.15, 16

Algier B.A. 3 . 586 Nizza 1 15 . 239; 116 . 151 ;
Bethlehem Penn. A.J. 7 . 54, 61 CR. 103 . 590

Bordeaux CR. 103. 11 70 Padua 116. 215

Cap 115.223 Palermo 115 . 239; 1 16 . 151

Dresden 116.43,111,247 Pola 116. 193

Göttingen 116. 219 Rom 115.237,253,267,283,
Hamburg 116.111,219 303; 1 16 . 27, 43

Kiel 116 . 13, 77, 1 1 1, 127, 219 Sydney M.N. 47 . 68

Kremsmünster 1 16 . 41 Taschkent 116 . 247

Lyon CR. 103 . 590 Turin 1 15 . 397; 1 16 . 153

Marseille B.A. 3 . 533 Washington A.J. 7 . 8, 31, 62
NashviUe 115 . 267

Comet 1886 IX (Barnard-Hartwig)*), entdeckt am Mor-
genhimmel Oct. 4 von Barnard in NashviUe, Oct. 5 von Hartwig in
Bamberg und Pechüle in Kopenhagen, welcher letztere indessen
erst am folgenden Tage die Entdeckung verificiren konnte.
Der Comet war hell, rund, mit einer deutlichen Verdichtung
von der Helligkeit eines Sternes 8. Grösse. Mit zunehmender
Helligkeit wurde er Ende October dem blossen Auge sichtbar;
Anfang December hatte er sich zu einem schönen Object mit
einem intensiven Kern 2.3ter Grösse entwickelt. Schon am Tage
nach der Entdeckung hatte Barnard Spuren eines Schweifes
wahrnehmen können; gegen Ende des Monats entwickelte dieser
sich deutlicher und erreichte Ende November die beträchtliche

*) Die Bezeichnung 1886 VIII bleibt dem von Barnard 1887 J*"- ^3
entdeckten Cometen vorbehalten.

Länge von 5^. Ein zweiter, kürzerer Schweif zeigte sich bereits
Anfang November ; derselbe nahm ebenso wie der Hauptschweif
an Helligkeit zu, so dass der Comet Anfang December ein
ganz charakteristisches Aussehen darbot. Barnard berichtet
ausserdem Nov. 23 noch von einem dritten Schweife, den er
aber schon Nov. 28 nicht mehr hat wahrnehmen können.

Im Spectrum des Cometen traten die drei gewöhnlichen
Bänder deutlich auf dem continuirlichen Spectrum hervor, ohne
dass sich sonst besonders charakteristische Eigenthümlichkeiten
gezeigt hätten. Von besonderem Interesse sind die Photogra-
phien, welche Gothard in Her6ny von dem Cometen aufgenom-
men hat. Vor allem sind die Platten vom 27. und 28. November
von hervorragender Schönheit; dieselben zeigen die Gestalt
und Structur der Schweife mit einer solchen Schärfe, dass es
wohl berechtigt ist, von der Anwendung der Photographie auf
Cometen für die Erkennung der Natur dieser Himmelskörper
in Zukunft wichtige Aufschlüsse zu erwarten.

Die folgenden Elemente sind von A. Svedstrup aus 3 Normal-
örtem Oct. 8, Oct. 28 und Nov. 18 abgeleitet.

T= 1886 Dec. 16.51908 mittl. Zeit Berlin
»= 223°43'46I'i

Si— 137 21 50.1
/= IUI 39 36.0
log^ = 9.821442

1886.0

Anfang Januar 1887 wurde der Comet für die Beobachter
der Nordhalbkugel unsichtbar, am 8. Januar fand, so viel bis
jetzt bekannt, die letzte Beobachtung in Dresden statt. Es ist
aber Hoffnung vorhanden, dass im März und April 1887 auf
der Südhalbkugel noch Beobachtungen gelingen werden.

Beobachtungen :

Algier B.A. 3 . 586

Bothkamp 1 15 . 283; 1 16 . 125

Dresden 116. 247

Gotha 115.317; 116. 171

Greenwich M.N.47 . 27, 65, 1 16

Hamburg 1 15 . 283

Kiel 115 .283, 317; 116. 125

Kopenhagen 115 . 253

Kremsmünster 1 16 . 43

Lüttich 1 1 5 . 3 1 7

Marseille B.A. 3 . 533

Padua 1 1 6 . 2 1 5

Palermo 115.255, 267; 116

27
Pola 116. 193

Prag 115.255; 116. 155

Strassburg 115 . 285

Turin 115 .397; 116. 153

Washington A.J. 7.8, 31

Wien 115.253

Die vorjährige Erscheinung des periodischen Cometen
Tempel 3, der nach der eingehenden Vorausberechnung von
J. Bossert Mai 9.5 sein Perihel passiren sollte, ist infolge der

grossen Lichtschwäche des Cometen und seines ungünstigen
Standes nahe bei der Sonne leider unbeobachtet vorübergegangen.
Der Olbers'sche Comet {vgl. V.J.S. 21 S. 24) ist auch
im vergangenen Jahre nicht aufgefunden worden.

Folgende Cometen sind seit dem letzten Referate zur defini-
tiven Bearbeitung übernommen worden:

Winnecke' scher Comet von Freiherm E. von Härdtl
Comet 1840 I von Herrn Rechenberg

» »F. Bidschof

» »F. Koerber

» > Prof. T. Zona
» dem Unterzeichneten
» Herrn L. Stutz
;» » Prof. J. Gallenmüller

2> » Prof. G. Celoria

» den Herren Dr. S. Oppenheim
und F. Bidschof.

Kiel 1887 März 18.

H. Krcutz.

1848

1865

1879

1882

III

1885

III

1886 III

1886 IV

Literarische Anzeigen.

Publications of the Washbum Observatory of the Uni-

versity of Wisconsin. Vol. I— IV. Madison 1882— 1886. 8°.

Infolge einer in Amerika keineswegs aussergewöhnllchen
Stiftung des Gouverneurs C. C. Washbum entstand im Jahre
1878 in Madison, dem Sitze der Wisconsin University, eine
Sternwarte ersten Ranges, was Bau und Ausrüstung an Instru-
menten betrifft. Die Wahl des ersten Directors, des damah'gen
Astronomen in Ann Arbor, Prof. Watson, zum Professor der
Astronomie an der dortigen Universität Hess erwarten, dass
dies neue Institut eine erspriessliche Thätigkeit entfalten werde.
In der That vergrösserte Watson noch vor der Vollendung
des Baues die Anlage durch Hinzufiigung verschiedener Ein-
richtungen auf eigene Kosten. Leider starb derselbe, wie be-
kannt, bereits zwei Jahre nach seiner Berufung, als der Bau
der Sternwarte kaum vollendet, die bestellten Instrumente noch
nicht alle zur Aufstellung gekommen waren (1880 Nov. 23).
Edward S. Holden wurde sein Nachfolger, und auch von ihm
durften entsprechend seiner früheren Thätigkeit an der Wa-
shingtoner Sternwarte hervorragende Leistungen erwartet werden.
Die vorliegenden 4 Bände geben Zeugniss seiner Schaffens-
kraft während seines fünfjährigen Directorats. Freilich enthalten
die Publicationen des Washbum Observatory keineswegs aus-
schliesslich Beobachtungen , die auf der neuen Sternwarte an-
gestellt wurden, die ersten drei Bände bringen solche selbst
nur zum geringeren Theil. Sie sind angefüllt mit Unter-
suchungen der verschiedensten Art, welche sich ohne instru-
mentale Hülfsmittel machen Hessen, und welche bei oberfläch-
licher Durchsicht den Gedanken erwecken könnten, da^s dem
ausserordentlich regen Astronomen die Möglichkeit zur Durch-
führung eines grösseren Beobachtungsprogramms versagt wäre,
was jedoch keineswegs der Fall ist, da der I5zöllige Clark'-
sche Refractor beim Antritt des Directorats fertig war, während
der Repsold'sche Meridiankreis freilich erst später eintraf.

Der erste Band gibt zunächst eine ausführliche Beschreibung
der Sternwarte , deren Lage aussergewöhnlich schön , oberhalb
des Mendotasees, und für astronomische Beobachtungen be-

sonders günstig erschien. Der grosse University Park, in wel-
chem sie, sowie die verschiedenen Universitätsgebäude liegen,
sichert erstere vor unruhiger Nachbarschaft, gewährt ihr zu-
gleich die Möglichkeit zu beliebiger Erweiterung. Indessen
haben spätere Untersuchungen die ersten Hoffnungen nicht
vollkommen erfüllt. Der Boden besteht vorzugsweise aus feinem
Sand, und die grosse Sorgfalt, welche auf den Bau der Pfeiler
und Fundamente des Meridiankreises verwandt wurde, hat der
Aufstellung doch keine besondere Festigkeit geben können.
Das Quecksilber im Nadirgefäss geräth in leichte Unruhe,
wenn man im Meridianzimmer hin- und hergeht, ein starkes
Auftreten in der Vorhalle, ein Aufstossen auf den Erdboden
in fünfzig Fuss Entfernung vom Gebäude macht sich sofort
bemerkbar, letzteres fast in gleicher Stärke, als wenn es in der
unmittelbaren Nähe der Mauer geschieht. Zeitweise (besonders
im Winter) schwankt die Blase im Niveau ausserordentlich
stark; die Reflexbeobachtungen werden fünf Minuten lang
gestört, wenn ein Bahnzug in der Entfernung von 1200 Fuss
vorbeifahrt. Auch die Lage der Sternwarte auf einem Hügel
nahe dem Abhang lässt Holden befürchten, dass zur Anstel-
lung zuverlässiger absoluter Bestimmungen weitgehende Unter-
suchungen gemacht werden müssen. Während nämlich nach
Süden der Hügel nach geringem Abfall sich in ein weites Pla-
teau fortsetzt, fallt er nach Norden scharf gegen den See ab.
Die nördlichen Sterne müssen daher durch die über dem See
gelegenen Luftschichten, die südlichen durch die über Land
gelegenen beobachtet werden, es kann somit die Refraction
für tiefe Circumpolarsterne und sehr südliche Sterne beträcht-
lich verschiedene Wirkung äussern. Im Winter werden infolge
der klimatischen Verhältnisse die Unterschiede nicht bemerk-
bar sein; es ist nämlich in der Regel von Anfang December
bis Mitte April der See zugefroren und ebenso wie das Land
mit dicker Schneelage bedeckt.

Die geographische Lage der Sternwarte ist anfangs durch
die Coast Survey in Gemeinschaft mit dem Assistenten G. C.
Comstock, dann durch die Sternwarte selbst nach verschiedenen
Methoden ermittelt. Die neueren Wcrthe sind nach Beobach-
tungen mit einem Universalinstrument von Fauth nach der
Horrebow-Talcott'schen Methode

9 = 43° 4' 36"96 ±: ol'io (10 Sternpaare, Beobachter Holden)

36.98 ±0.09 (11 » » Comstock)

und mit einem Passageninstruraent von Fauth im ersten Ver-

tical

43° 4' 3^^99 ~ ^'^^ (^9 Bestimmungen, Beobachter Comstock).

Die Länge ist angenommen
i ;= 5*" 57" 37!8g westl. v, Greenwjch (Coasl Survey).

Die Sternwarte besteht, nachdem eine Erweiterung des ur-
sprünglichen Baues schon im Jahr nach der ersten Anlage
durchgefülirt worden, aus dem Kuppelbau mit geräumiger Vor-
halle, an welche östlich und westlich Meridianzimraer stossen,
sowie einem Fliigelbau mit den Räumlichkeiten für die Astro-
)iomen. Kine zweite kleinere Kuppel für Sonnenbeobachtungen
und ein Beobachlungsraum für I. ehrzwecke liegen in geringer
Entfernung von dem Hauptbau. Das westliche Meridianzimmer
enthält jetzt den Meridiankreis, anfangs befand sich in dem-
selben ein sechszölliges Fassagen Instrument von Pistor und
Martins, welches Walsoii's Eigenthura war. Die Dimensionen
sind 22 Fuss (Ost-West), 20 Fuss (Nord-Süd), 14 Fuss (hoch);
das östliche Zimmer hat die gleichen Dimensionen, es dient
zur Aufnahme der Uhren, Chronometer, Chronographen und
kleinerer Instrumente. Die Kuppel für den i5zÖlligen Re-
fractor hat einen Durchmesser von nahe z-j Fuss. Die Haupt-
instrumente sind der erwähnte Kefractor, der Repsold'sche
Meridiankreis, eine Hohwü'sche Pendeluhr mit Stromunter-
brecher (der jedoch erst später zur Anwendung kam, da an-
fangs ein Chronometer mit Stromunterbrecher benutzt wurde);
dazu treten ein 6 zölliger Clark'scher Refractor, ein Chrono-
graph, andere Uhren, Universalinstruraent u. dgl. m. Nur der
Meridiankreis war bei der eigentlichen Eröffnung der Stern-
warte noch nicht vollendet, im ersten Band beschränken sich
daher die Angaben bez. Ueobachtungen auf die übrigen In-
strumente, speciell den Refractor.

Die Drohkuppel scheint vorzüglich zu functioniren, auch in
den späteren Bänden erhält sich das gute Urtheil, welches im
ersten Band gefällt wird. Eine genaue Beschreibung des Me-
chanismus nebst Abbildung ist Vol. I S. 17 ff. gegeben.

Der Refractor ist vollständig von Alvan Clark & Sons ge-
liefert, das Objectiv hat eine Oeffnung von 15.56 e. Z. bei 243 Z.
Brennweite. Die beiden Linsen sind etwa 1.78 Zoll von ein-
ander getrennt. In der Fassung befinden sich drei Ventilatoren,
so dass das ganze Objectiv rasch auf die Temperatur der um-
gebenden Luft gebracht werden kann. Es ist jedoch von
dieser Einrichtung kein Gebrauch gemacht worden. Das Uhr-
werk ist vorzüglich, wie dies bei den Clark'schen Refractoreo,
welche Referent kennen zu lernen Gelegenheit hatte, über-
haupt der Kall ist. Das Fernrohr wird nicht minder gelobt;
als Beweise für die Güte desselben gellen die von Burnham
aus];eführtcn Alessungen der Doppctsterne, wie z. B.

|3Scorpii ofg Grössen 2 und 10

V Scorpii 0.9 4 6.5

2:2173 0.3 6.3 6.4

85 Pegasi 0.6 6 1 1

32 Herculis 3.3 6.3 13.5

Die Grenze der Sichtbarkeit liegt bei 15T1, im Sucher
erkennt man noch Sterne der Grösse 1 1 .0 (Argelander's Scale).
Das Fadenmikrometer, dessen Fadenbeleuchtung sehr gut ist,
besitzt 4 Clark'sche Oculare mit Vergrösserungen von 200 bis
750, wobei das Gesichtsfeld 11. '6 und 3'6. Ausserdem sind ver-
schiedene SteinheiFsche und andere Oculare, Helioskope u. s. w.
vorhanden.

Der erste Band enthält als Resultate der Beobachtungen
mit dem Refractor noch ein Verzeichniss von 23 neu ent-
deckten schwachen Nebelflecken (im zweiten Band folgen
noch 2), sowie Angaben über eine Anzahl zweifelhafter Herschel*-
scher Nebel, welche identificirt werden konnten. Dann folgen
Verzeichnisse neu entdeckter Doppelstcrne (im ersten Band 148,
im zweiten iii), femer Doppelsternmessungen von Burnham,
die sich auf besonders schwierige Objecte beziehen, oder auf
solche, von denen Beobachtungen sehr wünschenswerth er-
schienen. Allen diesen 150 Doppelsternen sind Uebersichten
der früher vorhandenen jNIessungen hinzugefügt worden. Auch
der Auffindung rother oder auffallend gefärbter Sterne ist
Aufmerksamkeit geschenkt, und es enthält der erste Band die
Angaben über 84, darunter 27 neue, rothe Sterne, der zweite
Band solche über iig. Endlich seien einige Zeichnungen des
grossen Cometen 1881 und des Saturn, sowie die Beobach-
tungen von Sternbedeckungen erwähnt.

Die beiden letzten Bände enthalten keine Beobachtungen
oder Angaben über Benutzung des Refractors; seit Eintreffen
des Meridiankreises scheinen alle Kräfte der Sternwarte von
diesem Instrument in Anspruch genommen zu sein, um mehrere
gleichzeitig an demselben begonnene Arbeiten möglichst rasch
zu Ende zu führen.

Am Schluss des Jahres 1882 wurde der Repsold'sche Me-
ridiankreis aufgestellt. Der zweite Band gibt zunächst eine
ausführliche Beschreibung dieses vorzüglichen Instruments, wel-
ches genau (in der Grösse) denen in Williamstown, Wilhelms-
haven, übrigens denen in Strassburg, Bonn u. s. w. entspricht.
Die Dimensionen waren einerseits durch die Grösse des Me-
ridianzimmers beschränkt, sodann wurde auch das kleinere In-
strument mit Rücksicht auf die stets beschränkten Kräfte einer
Privatsternwarte gewählt. Vor der Aufstellung wurde eine theil-
weise Veränderung im Meridianzimmer vorgenommen; nament-

lieh wurden die Klappen oder vielmehr die Spalten, um eine
bessere Temperaturausgleichung zu bewirken, verändert. Es
wurden in den Wänden, welche den zwischen der Decke des
Zimmers und dem Dach befindlichen Raum einschliessen, eine
grosse Anzahl Oeffnungen zur Ventilation angebracht und diese
Räume in der Spalte nicht durch Holz oder dgl. dicht ver-
schlossen, sondern durch Stoffe, welche die Luftcirculation nicht
hindern. Hierdurch ist eine rasche Ausgleichung bewirkt
worden. Gegen die starken Niederschläge im Frühjahr wird
zeitweilig ein Ofen benutzt. Ein Schutzhaus, wie andere Stern-
warten einführten, konnte hier wegen Raummangels nicht zur
Anwendung kommen, übrigens würde ein solches auch un-
nöthig sein, da die gegen Feuchtigkeit empfindlichen Theile
soviel als möglich durch Vernickelung und sonstige Vorkeh-
rungen-geschützt sind.

Das Objectiv ist von A. Clark & Sons, die Oeffnung beträgt
4.8 Zoll bei 57.6 Zoll Brennweite. Im dunklen Feld sollen noch
Sterne der 1 2.6 Gr. erkennbar sein, im hellen Feld lassen sich
Sterne der Grösse 9.0 beobachten, wenn das Spinnfadennetz
zur Anwendung kommt, Sterne 8^5 bei Benutzung eines Glas-
netzes, welches von Prof. Rogers in Cambridge für das Wash-
burn Observatory gemacht wurde, und dessen Gebrauch Holden
wegen seiner grossen Constanz, der Feinheit der Linien ent-
schieden dem Fadennetz vorzieht. Die Bilder sind gut, wenn
auch die äusserste Vollkommenheit fehlt, da eine ganz genaue
Berichtigung des Objectivs sich nicht bewerkstelligen liess.
Die Oculare geben die Vergrösserungen 68, 102, 144, 174,
119, die vierte wird gewöhnlich gebraucht. Allen Einzelheiten
in der mechanischen Ausführung wird begreiflicherweise das
höchste Lob gezollt. Die Mikrometerschraube für die Zenith-
distanz liess ebensowenig periodische Fehler erkennen wie die
Schrauben der Mikroskope, die Zapfen zeigen sich vollkommen
kreisförmig mit einem Durchmesser von 1.333 Zoll. Mit Hülfe
eines Sphärometers wurden beide Zapfen auf Ungleichheit unter-
sucht, wobei sich eine solche von 0.00000007 Zoll, also in
Wahrheit keine ergab. Auch die Zapfen des einen Collimators
sind vollkommen gleich, die des andern zeigen dagegen eine
Ungleichheit von o'Iig ± o!'o6. Die beiden Collimatoren haben
Objective von Merz von 2.63 Zoll, die mitgegebenen Oculare
vergrösserten 48 mal und der w. F. einer Einstellung des einen
Collimators auf den andern war i o"2. Holden ersetzte die
Oculare durch zwei von Kahler in Washington, welche 65 ma-
lige Vergrösserung geben; mit diesen ging der w. F. auf
äz o"o8 herab und die Einstellungen vollzogen sich in weit
kürzerer Zeit. Von den beiden 22 zölligen Kreisen ist nur

der eine fein getheilt, von 2' zu 2'; die Striche sind scharf,
die Beleuchtung lässt nichts zu wünschen übrig, der w. F. einer
einzelnen Mikroskopeinstellung beträgt o!'i6.

Vorläufige Untersuchungen über die Biegungsconstante sind
im Jahre 1883 — 84 gemacht. Während die absoluten Tem-
peraturen bei denselben von 82° bis 43° F. schwankten, wurde
sorgfaltig auf die Gleichheit der Temperatur an den beiden
Collimatoren und dem Meridiankreis selbst geachtet. Die von
den drei Beobachtern Holden, Comstock und Tatlock ge-
fundenen Werthe ergeben für die Biegung im Horizont

— oI'i3 (iSBeob.)
+ 0.25 (16 Beob.)

— o.ii (26 Beob.)

alle Werthe mit dem w. F. ± 0705, so dass daraus der Werth
ofoo folgen würde. Im vierten Bande finden sich noch einige
Bestimmungen von Comstock und von Miss Lamb ;

ersterer erhielt -f- 0^98 ± 0^05 { 6 Beob.)
letztere » + 0.37 ± 0.06 (26 Beob.)
also beträchtlich andere Werthe, als die obigen. Die Objective
der Collimatoren sind für diese Bestimmungen zu klein, sie
geben keine genügend scharfen Bilder. Bekanntlich wurden
für das Lick Observatory infolge der hier gemachten Erfahrungen
Collimatoren mit gleichen Objectiven wie das Fernrohr (6 Zoll)
bestellt. Leider gestattet die Grösse des Meridianzimmers, so-
wie die Höhe der Collimatorpfeiler nicht Reflexbeobachtungen
anzustellen.

Eine eingehende Untersuchung der Theilungsfehler musste
auch noch ausgesetzt werden, indessen wurden die Correctionen
der 30° Durchmesser wie folgt bestimmt:

Durchmesser 0" — 180''

angenommen

o?oo

30 —210

-h 0^037

-+-0l'022

16 Best.

60 — 240

4- 0.360

-4- 0.038

24 -•>

90 — 270

4-0.455

-+-O.OII

120 —300

— 0.212

-+- 0.03 I

24 »

150—330

— 0.074

H- 0.040

16 »

Die zweite Hälfte des Jahres 1883 wurde wesentlich dem
Studium der Instrumentalconstanten gewidmet, um nach dem
Ausfall desselben einen Arbeitsplan zu entwerfen. F^s haben
sich aus den zahlreichen Bestimmungen die folgenden Regeln
erkennen lassen: Die Neigung des Nordcollimators ist direct
von der Temperatur abhängig, die des Südcollimators zeigt
keine Veränderungen. Ein Einfluss des Regens ist nicht be-
stimmt nachweisbar; es scheint, dass durch denselben das
Nordende jedes CoUimators sich hebt. Das Azimuth verändert

sich direct mit der Temperatur, und zwar so, dass sich bei
fallender Temperatur das Westende der Axe nach Norden be-
wegt. Die Neigung des Instruments ändert sich im entgegen-
gesetzten Sinne mit der Temperatur, wenn letztere fallt, wird
das Westende der Axe höher. Die Temperaturänderung zieht
eine Aenderung des Zenithpunktes nach sich, und für kurze
Perioden scheint diese Aenderung jener proportional zu sein,
manchmal im einen, manchmitl im entgegengesetzten Sir.ne.
Fernere Untersuchungen haben ergeben, dass die Sicherheit
der Bestimmung des Nullpunktes am Kreise aus Nadirbeobach-
tungen, sowie aus Collimatoreinstellungen die gleiche ist, in-
dem für den w. F. einet Bestimmung ±o?i5 folgt. Die erstere
Methode wird bevorzugt, da sie mit gleicher Leichtigkeit bei Tag
und Nacht angewandt werden kann, während die Collimatorein-
stellungen des Nachts weit schwieriger sind.

Aus der Beobachtung einer Anzahl Sterne des Berliner
Jahrbuchs wurden die Aequatorp unkte abgeleitet und als
w. F. eines auf einem Stern beruhenden Aequatorpunktes
± o"6o gefunden, und dem entsprechend der einer einzelnen
Dechnationsbestimmung, die auf einem aus 5, bez, 9 Sternen
abgeleiteten Aequatorpunkte beruht, zu it oJöS resp. ih o?65
geschätzt. Die späteren Beobachtungen haben jedoch diesen
erstaunlich grossen Werth nicht ergeben.

Der vierte Band enthält eine ausgedehnte Beobachtungs-
reihe am Meridiankreis, welche auf Grund der im Jahre 1883
gemachten l'roben im Frühjahr 1884 begonnen und Ende 1S85
im wesentlichen vollendet wurde , und welche jedenfalls die
seither wichtigste Arbeit am Washburn Observatory ist. Holden
beschloss die Beobachtung der 303 Fundamental Sterne für die
südlichen Zonenbeobachtungen der Astronomischen Gesellschaft.
Mit Rücksicht auf die wenigen verfügbaren Kräfte der Stern-
warte lag es anfangs in seiner Absicht nur je 4 auf beide
Kreislagen vertheilte Bestimmungen zu machen , indesseil ge-
lang es ihm im allgemeinen 6 zu erhalten. Ausserdem wurde
eine Reihe Sterne in das Arbeitsprogramm aufgenommen, wel-
che zur Bestimmung der Refraction gemeinschaftlich am Cap
der guten Hoffnung und in Leiden beobachtet wurden, ferner
Sterne zur Polhöhenbestimmung, zur Ermittelung der Hello-
meterconstanten der deutschen Venusexpeditionen und einige
andere. Bis zum October i88g, also in i '/, Jahren waren im
ganzen 5466 Beobachtungen am Meridiankreis gewonnen,
worin jedoch jede Kectascension und Declination getrennt ge-
zähh sind. Von diesen beziehen sich 3383 auf die 303 Haupt-
stenie, 1513 auf Sterne des Berliner Jahrbuchs, an welche
jene angeschlossen sind. Im October 1885 wurde Holden zum

Präsidenten der California University und zum Director des
Licfc Observatory , dessen Bau und Einrichtung er schon vor-
her beaufsichtigt hatte, ernannt. Demzufolge mussten die vor-
handenen Beobachtungen gedruckt werden , ohne dass die
übernommene Aufgabe vollständig beendet worden war«. In
betreff der Zahl der Beobachtungen blieben zwar nur noch
Lücken übrig, welche in der That während des Drucks des
vierten Bandes von den Assistenten Updegraff und Miss Lamb
ausgefüllt wurden und als Nachtrag aufgenommen werden
kannten. Auch die Reductionen waren so stetig fortgeführt,
dass sich die Herausgabe der auf den Jahresanfang reducirten
Oerter bewerkstelligen Hess. Aber eine eingehende Discussion
der Beobachtungen, die Lösung vieler im Laufe der Arbeit
entstandener Fragen musste unterbleiben. Sie kann, da nur
die Endresultate gegeben wurden, auch in Zukunft allein von
den Astronomen des Washburn Observatory nachgeholt werden.

An den Beobachtungen betheiligten sich im Laufe der Zeit
Holden, Comstock, Tatlock, Brown, Updegraff und Miss Lamb;
in der Regel waren gleichzeitig drei Astronomen thätig, indem
ein Beobachter am Femrohr die Einstellungen, der zweite die
Mikroskopablesungen und Einstellung des Kreises besorgte,
während der dritte alle Ablesungen u. s. w. aufschrieb. Holden,
Comstock und nach des letzteren Abgang im Juli 1885 Upde-
graff beobachteten am Fernrohr. Da die Mikroskope zwei-
mal abgelesen wurden, so war zeitweilig die Einrichtung ge-
troffen, dass diese Ablesungen auch von 2 Beobachtern ge-
macht wurden. Bei Zonenbeobachtungen ist eine solche Arbeits-
theilung des Zeitgewinns wegen erforderlich; für Beobachtungen,
bei denen die grösste Genauigkeit erstrebt wird, hat Ref. stets
das Beobachten ohne Hülfeleistungen vorgezogen; er kann sich
des Gedankens nicht erwehren, dass sich bei dem in Madison
eingeschlagenen Verfahren eine gewisse Hast und Unruhe der
Beobachter bemächtigte, die vielleicht einen Antheil daran
hat, dass die Genauigkeit der Beobachtungen geringer ist als
für einen Repsold*schen Kreis und die Zahl der Einzeleinstel-
lungen erwartet werden durfte.

Der Gang der Beobachtungen war der folgende : 40 Minuten
vor dem ersten Stern des für den Abend entworfenen Pro-
gramms wurden die Fehlerbestimmungen begonnen, gewöhn-
lich zuerst die des CoUimationsfehlers durch 10 Doppeleinstel-
lungen des Nord- auf den Südcollimator, und 5 des Femrohrs
auf beide Collimatoren (15 — 20 Min.); die Bestimmung des
Nadirs folgte (10 — 12 Min.) und damit die CoUimationsfehler-
Bestimmung aus dem Nadir. Hierauf wurde nivellirt durcli
dreimaliges Umhängen des Niveaus (6 — 8 Min.). Diese zuletzt

angeführte Zeit scheint etwas kurz, und mögen ganz auffallende
Sprünge in den Neigungsbestimmungen hierin zum Theil ihren
Grund haben. Es finden sich z. B. für b die Werthe

1884 Mai 15 + ot23 und -|- o!43
Nov. 27 — o. 1 1 — 0.44

1885 März 28 — 0.43 — 0.79
April 13 — 0.32 — 0.80

Bei den nun folgenden Sternbeobachtungen sind in AR
bei südlichen Sternen stets 8 Fäden beobachtet, in Decl. 2 Ein-
stellungen mit der Mikrometerschraube gemacht. Die Faden-
antritte wurden registrirt, da aber im Fadennetz die Fäden
zum Theil genau um 2 Secunden von einander entfernt waren,
so konnte es sich treffen, dass, wenn ein Faden mit dem Se-
cundenpunkt zusammenfiel, dies auch bei den andern Fäden
der Fall war und so die Beobachtung unsicher wurde. Zum
Schluss der Beobachtungen erfolgte dann (S. 41) eine noch-
malige Bestimmung des Nadirpunktes und der Neigung der
Axe. In betreff letzterer ergibt die Uebersicht der Fehler-
bestimmungen eine nicht seltene Abweichung von dieser Regel.
Die Zeitangaben in den Uebersichten lassen darauf schliessen,
dass die Beobachtungen selbst im allgemeinen nicht lange aus-
gedehnt wurden. Was aber besonders wunder nehmen muss,
ist mit Rücksicht auf die gemachten Erfahrungen in betreff
der Veränderlichkeit des Azimuths, dass dieses letztere nicht
häufiger bestimmt wurde. Es kommen nicht selten Tage vor,
an denen überhaupt das Azimuth nicht ennittelt wurde. Frei-
lich fehlt es an der Möglichkeit der Errichtung von Meridian-
marken und müssen zur Ermittelung des Azimuths jedesmal
die Beobachtungen der Polsterne herangezogen werden. Da,
wie erwähnt, nur die Endresultate nach Sternen geordnet ge-
geben werden konnten, ausserdem die Uebersichten der Fehlcr-
bestimmungen getrennt ohne gleichzeitige Angaben der Witte-
rungsverhältnisse aufgeführt sind, so lässt sich allerdings nicht
beurtheilen, wie oft diese Unterlassung auf Rechnung der
Trübung des Himmels zu setzen ist.

Die Reductionen der AR geschehen meistens nach der
Mayer'schen Formel, da die Erfahrungen die Veränderlichkeit
des Azimuths und der Neigung mit der Temperatur gezeigt
hatten und es daher geeigneter schien a und h direct einzu-
führen. Der CoUimationsfehler ist sehr constant, h wird der
Zeit proportional interpolirt (nicht, wie Vol. II, S. 72 angegeben,
auf die Veränderung mit der Temperatur Rücksicht genommen);
a wird aus einer Reihe von Fundamentalsternen unter Berück-
sichtigung der Gewichte abgeleitet, ein mittlerer Werth ange-
nommen und das Azimuth als constant für den Abend be-

Zenith- und
Polsterne

Hauptsterne

trachtet, ein Verfahren, welches nach den früheren Mitthei-
lungen und nach den gegebenen Tagesübersichten nicht wohl
gerechtfertigt scheint. Bei Ableitung der Aequatorpunkte wer-
den die Nadirbestimmungen nur zur Ermittelung der Ver-
änderung in der Zwischenzeit benutzt.

Was nun die so erhaltenen Endresultate betrifft, so findet
sich für die Genauigkeit (1884) ii^ Rectascension

w. F. einer Bestimmung dt o!o37 Holden

db 0.031 Com stock
in Declination

w. F. einer Bestimmung d: 0*4 12 Holden

0.391 Comstock
0.400 Holden
liz 0.436 Comstock

Diese w. F. sind, verglichen mit früheren Bestimmungen,
sicher als klein zu bezeichnen, aber Ref. glaubt, es müsse sich
mit einem so vorzüglichen Instrument noch mehr erreichen
lassen; es kommen z. B. in Declination -Unterscliiede von 2" bis
2f5 nicht gar selten vor, sowie in AR 0^15 bis 0I20.

Gewisse constante Unterschiede zwischen den Kreislagen
und den einzelnen Beobachtern sind angedeutet. Holden gibt
folgende Werthe

West— Ost
Holden — o?oo8 -{- o?o8

Comstock — 0.006 — 0.04

Holden — 0.016 +0.23

Comstock — 0.010 + 0.04

Holden — Comstock

— o!o24 — o?32 1884

— 0.030 + 0.09 1885

Im Anschluss an diese Beobachtungen werden solche mit-
getheilt, welche zur Ermittelung der Unterschiede zwischen An-
trittsbeobachtungen heller und schwacher Sterne dienen. Den
gefundenen Resultaten legt Holden indessen keine grosse Zu-
verlässigkeit bei.

In betreff der übrigen Mittheilungen in den Publications
genüge die Anführung der Titel:

Vol. I. i) A Catalogue of 195 Stars for 1880 (Ann Arbor).

2) Miscellaneous Observations : Meteor, Aurora Borea-
lis, Transit of Mercury, Meteorological Obser-
vations.

Vol. II. i) The Star -Ganges of Sir William Herschel, reduced

to 1860. Series I, II.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 22. 7.

1884
1885

2) Counts of Stars from the Celestial Charts of Peters,

Watson, Chacornac, Palisa.

3) Tables of Precessions in AR. and Decl. for 1880.

4) Determination of the value of one revohition of the

screw of a spherometer.

5) On a new mode of observing with the Prirae-Verti-

cal Transit.

6) Meteorological Observations, Auroras.

7) Catalogue of the Library.

Vol. III. i) A Catalogue of looi Southern Stars for 1860.0

(Tacchini).

2) A List of 437 Southern Stars (Washington) compared

with Observations at the Cape of G. H., Cordoba,
Yarnall.

3) Counts of Stars in the B. D. bet\veen — 2° and

+ 13°.

4) Meteorological Observations.

Vol. IV. i) Determination of the Longitude of a point near the

Western boundary of Dakotah.

2) Corrections of the Star-Catalogues in the Library

of the Washburn Observatory.

3) Meteorological Observations.

W. Valentinen

Carl Braun, Berichte von dem Erzbischöflich -Haynald-

schen Observatorium zu Kalocsa in Ungarn über die daselbst in den
ersten fünf Jahren ausgeführten Arbeiten. Münster 1886. VIII, 178 S.
19 Tafeln. 4".

Der dem hohen Stifter der Sternwarte gewidmete Bericht
zerfällt in zwei Theile, den eigentlich astronomischen und den
technischen Theil, welcher sich auf Herstellung astronomischer
Apparate bezieht. Veranlassung zu letzterem gab der Umstand,
dass der Verfasser als erster Director der Sternwarte in Er-
mangelung geeigneter mec:hanischer Kräfte genöthigt war selbst
einen Theil der Instrumente auszuführen. Vorangestellt ist dem
(Ganzen eine Oeschichte und Beschreibung der Sternwarte.
Einzelne Abschnitte sind schon früher anderweitig ])ubHcirt und
hier nur wieder zum Abdruck gebracht worden.

Die nächste äussere Veranlassung zum Baue der Sternwarte
gab der Umstand, dass es sich darum handelte, einen vom
Cardinal Havnald zur Verfolfjunii: der Erscheinungen am Himmel
angeschafften vicrzölligcn Refractor in geeigneter Weise unter-
zubringen. Der weitere Verfolg dieses Gedankens führte
schliesslich zur Erbauung einer selbständigen Sternwarte. Der

Plan für dieselbe und die BeschaÖuiig der ersten Instrumente
wurde von Herrn von Konkoly ausi^eführt. Im Herbste 1878
war der Bau im wesentlichen fertiggestellt. Die Sternwarte
wurde auf dem zweiten Stocke des erzbischüllichen Gymnasiums
errichtet, das mit weit grösserer Stabilität erbaut ist, als für
seinen ursprünglichen Zweck erforderlich gewesen wäre. Ausser
einem Räume für die Bibliotln^k bestehen die eigentlichen
Beobachtungsräume aus zwei Drehkuj)peln und je einem Räume
mit Klappenöffnungen in der Richtung des Meridians und des
ersten Verticals. Die Durchmesser der Kujjpeln betragen un-
gefähr 3 und 4 Bieter. Durchgehende Pfeiler besitzt keiner
der Beobachtungsräume; die Pfeiler ruhen entweder direct auf
den ^lauern des Gebäudes oder auf eisernen Traversen. Der
Meridianspalt liegt nahezu in der Diagonale des Beobachtungs-
raumes, ähnlich verhält es sich mit den Klappenvorrichtungen
im ersten Vertical. Zu beiden Seiten der Drehthünne befniden
sich Terrassen. Ausserdem ist noch in 25 ]\Ieter Entfernung
von der grös^eren Kuppel auf dem Dache des Gebäudes für
geodätische Zwecke ein Pfeiler errichtet worden, von dem aus
man eine vöHig freie Aussicht hat. Derselbe ruht auf einer
inneren Kreuzmauer des Gebäudes. Das Hauptiustrument ist
ein siebenzölliger Refractor von Merz; die parallaktische Mon-
tirung dazu und das mit S[)ring governor versehene Uhrwerk
ist von Browning geliefert. Dieser Refractor ist in der gr(")sseren
Kuppel aufgestellt. Die kleine Kui)pel nimmt ein vorzüglicher
VierzöUer von Merz ein. Im ^leridianzinnner befindet sich
ein Passageninstrument von T. Cooke in York von 58 mm
Oeffnung; die Construction desselben ist sehr einfach; eine
Umle*;evorrichtung dazu fehlt. Im ersten Vertical ist vorläufig
ein Universalinstrument mit Mikroskopablesung von pjreithaui)t
aufgestellt, dessen Kreise 20 cm Durchmesser haben. Pendel-
uhren sind drei vorhanden. Die Hauptulir von Cooke liat
Quecksilbercompensation und ist vom Verfasser nachträglich
mit einer Contactvorrichtung versehen worden. Die eigentliche
Registriruhr besitzt Quecksilbercontact und ist von geringerer
Qualität. Die dritte Uhr hat nur ein einfaches Holzpendel, ist
aber besser gearbeitet; an ihr befindet sich eine Contactvor-
richtung nach Hansen. Den Chronographen der Sternwarte
hat Mayer und Wolf in Wien gebaut, als Triebkraft dient ein
galvanischer Motor. Ausser drei kleineren S])e(:Lrosk()pen be-
sitzt Kalocsa noch ein grosses Sonnenspec^troskoj) von A. IJilger
mit den zugehörigen Xebenaj)paraten, ein grosses Zöllner'sches
Astrophotometer, ein Spectnjphot(jm(;ter nach Cilan und Vogel,
und verschiedene Nebenapparate.

Die in Kalocsa ausgeführten astronomischen l^eobachtungen

bestehen in der Bestimmung der geographischen Constanten
der Sternwarte, einer 4jährigen Beobachtungsreihe von Sonnen-
flecken und Beobachtungen des Cometen Pons-Brooks.

Die Bestimmung der geographischen Constanten zerfällt in
drei Abhandlungen, die bereits früher in wenig abweichender
Form der Kgl. ungarischen Akademie in Pest vorgelegt worden
sind. Nach Angabe des Verfassers ist die Triangulirung Ungarn's
ohne Heranziehung astronomischer Bestimmungen ausgeführt
worden. Der einzige Stützpunkt, auf welchem dieselbe basirt,
ist das ehemalige Observatorium auf dem Blocksberge bei
Ofen, dessen geographische Position ebenfalls nicht auf astro-
nomischem Wege bestimmt, sondern mittelst der 1857 ^^^
1858 ausgeführten grossen Triangulation geodätisch von Wien
aus übertragen wurde. Der Verfasser beschloss daher Kalocsa
dem ungarischen Triangulationsnetze einzufügen und seine
Coordinaten selbständig zu bestimmen. Zur Ausführung der
ersteren Operation wurden 1881 von Kalocsa aus mit Hülfe
des Breithaupt'schen Universals 8 durch die ungarische Landes-
triangulation bestimmte Punkte anvisirt und die beobachteten
Azimuthe mit den berechneten nach der Methode der kleinsten
Quadrate ausgeglichen. Die Messungen wurden in 6 verschie-
denen Stellungen des Horizontalkreises ausgeführt. Ausserdem
wurden durch Polaris -Beobachtungen die absoluten Azimuthe
bestimmt. Das erlangte Resultat ist

9 = 4-46° 31' 411^92 A= 2^' 26™ 34!5i östl. von Ferro,

Für die zu Grunde gelegte Meridianrichtung ergab sich ein
Fehler von etwa 12".

Zur Bestimmung der Polhöhe wurden mit dem Breithaupt-
schen Universalinstrument drei verschiedene Messungsreihen
ausgeführt:

1. Messungen von Meridianhöhen der Zenithsterne a Aurigae
und a Cygni im Frühjahr 1880. Die Beobachtungen wurden
jeweilig nur in einer Kreislage ausgeführt und der Indexfehler
des Verticalkreises an terrestrischen Miren bestimmt. Nähere
Angaben über die angewandte Methode fehlen. Das Mittel
aus 4 Abenden mit je einem Stern ergibt

9=.+46°3i'4i:'58±i:'33.

2. Messungen von Meridianhöhen der Sterne a Aquilae,
ci Lyrae, a Cygni und a Ursae minoris im Februar 1882. Das
Universalinstrumcnt wurde hierbei als Meridiankreis benutzt,
und die Südsterne wurden nur in einer Lage beobachtet.
Polaris aber stets in beiden Lagen. Die Beobachtungen wurden
bei 4 je um 60° verschiedenen Stellungen des Kreises erhalten.
Ucber die Combinirung der Beobachtungen zum Mittel für

jeden einzelnen Abend fehlen Angaben, doch scheint hierbei
lediglich die Eliminirung von Nullpunktfehlern im Auge behal-
ten und etwaige Biegung des Rohres nicht weiter berück-
sichtigt worden zu sein. Die Mittel nach den einzelnen Kreis-
stellungen — wie auch bei den früheren Angaben immer auf
den geodätischen Pfeiler bezogen — ergaben

46°3i'42f50 \

46.85

3. Beobachtungen von a Aurigae und cc Cygni im ersten
Vertical März 1882. Auch hier war das Instrument wieder
das Universal von Breithaupt. Die Fadendurchgänge wurden
registrirt. Von der gewöhnlich befolgten Methode wurde in
so fem abgewichen, als die Zenithdistanzen der Durchschnitts-
punkte des Horizontalfadens mit den Verticalfäden ebenfalls
bestimmt wurden. Die Beobachtungen geschahen in der Weise,
dass der Stern nicht constant auf dem Horizontalfaden gehalten,
sondern sein Durchgang durch diesen registrirt und die Zenith-
distanz später auf die Zeit des Durchganges durch den Ver-
ticalfäden reducirt wurde. Dem Verfasser scheint nicht bekannt
zu sein, dass die von ihm befolgte Methode, das Instrument
zwei Male umzulegen, so dass stets nur an den nämlichen
Fäden auf derselben Seite des Mittelfadens beobachtet wird,
bereits von \V. Struve angegeben worden ist. Auch befindet
er sich wohl in augenscheinlichem Irrthum, wenn er annimmt
(S. 41 unten), dass man bei der gewöhnlichen Methode den
Collimations fehler dadurch eliminirt, dass man an einem Tage
sämmtliche Appulse bei einer Lage des Instrumentes und am
nächsten Tage dieselben bei umgelegtem Instrumente beob-
achtet. Die gemessenen Zenithdistanzen wurden mit Hülfe der
Formel sin / = sin ^ (z^ + s^) sec ö in Stundenwinkel umge-
setzt und diese in analoger Weise weiter behandelt wie die
direct beobachteten. Von 1 7 einzelnen Beobachtungen wurden
die besten 8 ausgesucht (5 von a Cygni und 3 von a Aurigae),
die anderen aber gar nicht reducirt. Einzelne fehlende Faden-
antritte oder Zenithdistanzen wurden interpolirt aus Normal-
reihen, die für jeden einzelnen Stern aus allen Beobachtungen
gebildet worden waren. Den aus den Zenithdistanzen folgen-
den Werthen ist schliesslich gleiches Gewicht gegeben wie den
aus reinen Durchgangsbeobachtungen abgeleiteten. Zu Grunde
gelegt sind die Oerter aus Auwers' Fundamentalcatalog.

Die schliesslich erzielte Breite ergibt sich

aus a Cygni ^^ 46°3i'42?oi
aus a Aurigae ' 46 31 41.96
oder im Mittel 46 31 42.0 ± ol'og

Die genaue Uebereinstiminunj dieses Werthes mit dem aus
der Triangulation folgenden muss man wohl als eine ganz zu-
fallige ansehen. Der Verfasset hat als definitive Breite direct
den aus den Beobachtungen im ersten Vertical folgenden
Werth adoptirt und die beiden anderen Werthe einfach bei
Seite gelassen. Eine Bestätigung dieses Werthes durch eine
umfassende Reihe sorgfältig ausgeführter Circummeridian - Be-
obachtungen wäre aber doch wohl erwünscht.

Die Länge von Kalocsa wurde auf telegraphischem Wege
direct von Wien übertragen. Das Beobachtungsprogramm
schliesst sich im allgemeinen dem bei Gradmessungsarbeiten
gebräuchlichen an: zwei vollständige Zeitbestira?nungen mit je
einem Pol- und mehreren Zeitsternen, und zwischen beiden
Zeitbestimmungen Signal Wechsel. In Wien beobachtete Dr.
von Hepperger an einem Instrument der Österreichischen Grad-
messung, in Kalocsa der Verfasser an dem Coofce'schen Pas-
sageninstrumcnt. Ein Deobachterwechsel fand nicht statt, über-
haupt gelangen nur an einem c-inzigen Abende Beobachtungen.
Als Resuhat ergab sich

Kalocsa 10™ 32^67 ostlich von Wien.

Der Verfasser nimmt indessen schliesslich an
Kalocsa 10" 32*77 östhch von Wien,
indem er wörtlich sagt; „Daran wäre nun noch der Unterschied
der persönlichen Gleichungen anzubringen. Doch ist dieser damals
nicht ermittelt worden, weil es in Anbetracht, dass nur eine
Bestimmung gelungen war, zu umständlich erschien, eine eigene
Reise nach Wien zu machen. Indessen habe ich Grund, aus
der Weise, wie ich bei der Be<jhachtung verfahre, zu schliessen,
dass meine persönliche Gleichung kleiner war als die des
Herrn Dr, von Hepperger. Nehmen wir eine Differenz von 0*1
an, so folgt der iJiiigenunterschted Ka — W = io"'32;77". Mit
dieser Art der Berücksichtigung der persönlichen Gleichung
dürften sich die .Astronomen wohl nicht einverstanden erklären.

Im Anschluss an die Länge übe Stimmung Kalocsa-Wien gibt
der Vcrfas.srr noch ein von ihm befolgtes graphisches Verfahren
an zur Rediiction von Zeitbestimmungen mit zahlreichen Zeit-
sternen.

Die laufende Beobachtungsthatigkeit des Observatoriums
erstreckte sich auf die Verfolgung der Sonnenflecken. In
Anwendung kam hierzu der kleinere Refractor, welcher am
Ocularende mit einem einfachen Sonnenprojectionsapparal ver-
sehen wurde, um die Sonne mit den Flecken direct zeichnen

zu können. Die Sonnenbilder hatten dabei einen Durchmesser
von 22 cm. Ein Uhrwerk wurde nicht benutzt. Die angestrebte
mittlere Genauigkeit einer heliographischen Fleckenposition
sollte etNva 15' betragen. Die Beobachtungen erstrecken sich
vom 25. Mai 1880 bis zum 31. Januar 1884 und sind in ziemlich
ununterbrochener Folge von mehreren Beobachtern ausgeführt.
Auf fast 500 Zeichnungen sind etwa 4000 Punkte festgelegt.
Die Herleitung der heliographischen Längen und Breiten geschah
in doppelter Weise. Ein durchsichtiges Gradnetz der Sonnen-
oberfläche in orthographischer Projection von 22 cm Durch-
messer wurde auf die Sonnenzeichnung gelegt und mit seiner
Hülfe X ß entnommen. Da die Ost-Westrichtung auf der
Sonnen-Zeichnung durch die Bewegung eines scharf markirten
Fleckens notirt war, konnte das Gradnetz nach dem vorher be-
rechneten jeweiligen Positionswinkel der Sonnenaxe leicht
orientirt werden. Um des weiteren die Neigung des Sonnen-
aequators gegen den Radiusvector zu berücksichtigen, wurden
die X ß der Zeichnung mit zwei verschiedenen Gradnetzen
entnommen, von denen das eine für 0°, das andere für 5°
heliographische Breite des Centrums der Sonnenscheibe ent-
worfen war. Aus den beiden so gefundenen Werthen l' ß'
und k" ß" wurde für die berechnete wirklich stattgehabte helio-
graphische Breite des Centrums der wahre Werth A° ß^ durch
gradlinige graphische Interpolation gefunden. — Der zweite
Weg zur Herleitung von Ä ß bestand darin, dass auf der
Sonnenzeichnung für die einzelnen Flecken Positionswinkel und
Distanz vom Centrum gemessen wurde. Setzt man für die
letztere ihren heliographischen Winkelwerth im Bogen grössten
Kreises, so kennt man, da der Positionswinkel der Sonnenaxe und
die heliographische Br^te des Centrums der Sonnenscheibe
als durch Rechnung bekannt vorausgesetzt werden, in dem
sphärischen Dreieck Centrum-Fleck-Nordpol der Sonne zwei
Seiten und den eingeschlossenen Winkel. Die Auflösung
dieses Dreiecks und die Herleitung von X ß geschah dann
durch Einstellungen an dem weiterhin noch zu erwähnen-
den Trigonometer. Als Reductionsconstanten nahm der Ver-
fasser an /'= 7° ß:^ 74° 48',' Rotationsdauer = 25.38 Tage.
Als erster Meridian gilt der, welcher am i. Januar 1854 o^ mitt-
lerer Greenwicher Zeit die Länge 74° o' hatte. Um die ge-
fundenen Längen mit dem Spörer'schen System vergleichen zu
können, ist in der Zusammenstellung der Resultate die Grösse
Greenwich — Spörcr jeder Rotation der Sonne, für die Zeit der
Mitte dieser Rotation geltend, beigesetzt. Die heliographischen
Breiten sollen in beiden Systemen theoretisch bis auf 2' über-
einstimmen.

Die Resultate der Fleckenbeobachtungen sind in doppelter
Form gegeben, graphisch und tabellarisch. Jede der Karten
stellt die ganze Sonnenoberfläche zwischen -f- 40° und — 40°
Breite mit allen während der betreffenden synodischen Re-
volution aufgetretenen Flecken dar, auch wenn diese nicht
gleichzeitig bestanden haben. Durch Angabe derjenigen Längen,
welche an den auf einander folgenden Tagen um o** m. Zt
Kalocsa die Mitte der Sonnenscheibe passirt haben, und Bei-
fügung der einzelnen Beobachtungstage ist ein Mittel gegeben,
um sich schnell orientiren zu können, welche Theile der Sonnen-
scheibe an den einzelnen Tagen beobachtet worden sind. In
der tabellarischen Zusammenstellung sind neben den helio-
graphischen Positionen der einzelnen Flecken auch die Tage
angegeben, an welchen diese innerhalb der nämlichen Rotation
wirklich beobachtet sind. Die angegebenen Längen entsprechen
dem zeitlichen Mittel der einzelnen Beobachtungen. Beigegeben
sind noch eine kurze Beschreibung der einzelnen Flecken und
die wahrscheinlichen Fehler der verzeichneten Positionen.

Betreffs der letzteren ist zu erwähnen, dass dieselben nicht
auf rein mathematischem Wege abgeleitet sind ; vielmehr wurden
für die einzelnen übjecte die aus den verschiedenen Fehler-
quellen, wie Genauigkeit des Zeichners, verschiedene Inxir-
barkeit, Ablesefehler herrührenden Quantitäten nach verschie-
denen Stufen geschätzt.

Praktisch ver^verthet hat der Verfasser die Fleckenbeob-
achtungen, indem er aus 61 geeigneten Flecken, welche in auf
einander folgenden Rotationen mit grösserer oder geringerer
Wahrscheinlichkeit als identisch beobachtet wurden, die Rota-
tionsdauer der Sonne ableitete. Die graphische Darstellung er-
gibt die Curve, in welcher sich die Rotationsverschiedenheit
als Function der heliographischen Breite darstellt, als für beide
Hemisphären gleich. Unter Zugrundelegung der hierfür üblichen
Curve wird der tägliche Rotationswinkel ausgedrückt durch die

Formel ^, , « .^ ^ . ^n.

Q -^ 865.'328 — 209:856 sin2/3.

Die Ableitung der mittleren Breite der Flecken für die ein-
zelnen Rotationen zeigt bei Betrachtung der Mittelwerthe von
je drei aufeinander folgenden Rotationen auf das entschiedenste
die allmähliche Annäherung der Fleckenzone an den Aequator.

Von anderweitigen in Kalocsa ausgeführten Beobachtungen
ist nur noch eine Serie Positionsbestimmungen des Cometen
Pons-Brooks (1883 — 84) zu erwähnen, die am Ringmikrometer
des 7 zölligen Refractors erhalten wurde. Die bereits in den
Astronomischen Nachrichten veröffentlichten Beobachtungen sind
hier wiederholt. Der Ringdurchmesser wurde nach der Gauss-

sehen Methode unter Benutzung des Universal in strumentes be*
stimmt, und die Antritte bei den Cometenbeobachtungen wurden
chronographisch registrirt. Die zur Reduction der Beobachtungen
angewandten Formeln sind vom Verfasser selbst abgeleitet
worden.

Ein dritter und ein vierter Abschnitt sind der Beschreibung
verschiedener Instrumente und Hülfstheile gewidmet, die dei
Verfasser zum Theil selbst in Kalocsa in Ausführung gebracht
i hat, bez. deren Ausführung in seiner Absicht gelegen hat.

Auch diese Vorrichtungen sind theilweise vom Verfasser schon
eingehend an anderem Orte beschrieben und dann hier nur
in verbesserter und ausgearbeitcterer Form reproducirt. Bei der
Besprechung derselben weiche ich von der vom Verfasser ein-
gehaltenen Reihenfolge ab.

Der originellste Gedanke des Verfassers ist die von ihm mit
dem Namen Passagenmikrometer bezeichnete Vorrichtung, über
welche er schon 1864 ^^^^ Broschüre veröffentlicht hat. Der
diesem Instrumente, durch welches der Verf. die persönliche
Gleichung bei Passagenbeobachtungen glaubt eliminiren zu können,
zu Grunde liegende Gedanke ist folgender : Die einen verticalen
Faden bewegende Mikrometerschraube eines grösseren Passagen-
instrumentes wird durch einen auf beliebige Geschwindigkeit
einstellbaren Regulator-Apparat durch das Gesichtsfeld bewegt.
Gibt man diesem Apparate die Geschwindigkeit des zu beob-
achtenden Sternes, so erscheint der Stern ruhend in Bezug auf
den Faden. Unabhängig von der Bewegung des Regulator-
Apparats kann ausserdem der Faden vom Beobachter noch durch
die Mikrometerschraube bewegt werden. Die Beobachtungs-
thätigkeit besteht dann in der Pointirung des Fadens auf den
relativ ruhenden Stern. , Den weiteren Beobachtungsmodus be-
schreibi der Verfasser in der folgenden Weise : „Ist diese Deckung
des Sternes durch den Faden erreicht, dann setzt der B.eob-
' achter durch einen Druck den Contact- Apparat der Uhr in

Thätigkeit, so dass beim nächstfolgenden Secundenschlag ein
Strom geschlossen wird. Dieser bleibt geschlossen und die
folgenden Pendelschläge haben keinen Einfluss mehr. Durch
den Strom wird aber ein kleiner Elektromagnet innerhalb des
Regulators erregt und in demselben Moment durch eine geeignete
Bremsung die Bewegung des Fadens arretirt, ohne dass indess
das Uhrwerk selbst aufgehalten würde. Danach liest man den
Stand der Mikrometerschraube ab, und kennt somit genau den
Abstand des Fadens vom Mittelfaden, wie er zu einem voll-
kommen genau bestimmten Moment — nämlich bei jenem ersten
Secundenschlag — gewesen ist. Die betreffende Secunde kann
durch eine besondere Vorrichtung leicht abgelesen werden; und

'>.

danach ist nichts leichter, als die Zeit des Durchganges des
Sternes durch den Mittelfaden mit grösster Genauigkeit zu be-
rechnen. Die persönliche Gleichung ist bei diesem Resultat
gänzlich ohne Einliuss." Der Apparat nebst Zeichnung ist vom
Verfasser ausführlich beschrieben, aber nicht ausgeführt worden.
Der wirklichen Anwendung desselben dürften sich auch mancherlei
Bedenken entgegenstellen.

Zur Ausführung gelangte hingegen ein vom Verfasser erdachter
Uhrcontact nebst Auslassevorrichtung (Zähler). Der Contact ist
im wesentlichen ein Quecksilbercontact. Ein LJ förmiges
Metallstück*, an dessen Enden dünne Kupferdrähte angeschraubt
sind, ist am oberen Ende der Pendclstange befestigt. In der
Ruhelage des Pendels tauchen diese Kupferdrähte je in ein
Näpfchen mit Quecksilber und schliessen dann den durch den
Chronographen gehenden Strom. Die Gleichheit der Länge
zweier auf einander folgender Secunden kann durch Regulirung
der Höhe der Quecksilbernäpfchen hergestellt werden. Das
Verbrennen des Quecksilbers wird durch eine Nebenschliessung
thunlichst verhindert. Nach Angabe des Verfassers soll das
Einschalten des Contactcs den Schwingungsbogen kaum merk-
lich beeinflussen, den Uhrgang aber absolut nicht alteriren. Als
speciellen Vorzug dieses Contactes führt der Verfasser an, dass
die Stromschliessung von o!2 bis ofg Dauer sicher hergestellt
werden kann. Die Contactauslassung (Ausfallen der 60. Secunde)
wird durch eine Stromunterbrechung bewirkt. An einer Stelle
ist der Stromkreis unterbrochen und enden die Drähte in Queck-
silbernä|)fchen. Ein Metallstück, dessen Enden mit hakenförmigen
Ansätzen versehen sind, welche von oben in diese Näpfchen
eintauchen, stellt den Schluss wieder her. Dieses Metallstück
ist das Ende eines Hebelarmes, welcher durch einen am Secunden-
radc des Uhrwerkes befestigten Stift bei jeder 60. Secunde ge-
hoben wird, so dass eine Stromunterbrechung und dadurch das
Ausfallen eines Secundensignales bewirkt wird.

Des weiteren beschreibt der Verfasser zwei Beleuchtungs-
vorrichtungen, die er am grossen Refractor und am Mikrometer
des Spectroskopes angebracht hat. Eine seitlich am Tubus des
Refractors angebrachte Rolllampe wirft durch eine Oeffnung des-
selben Licht auf ein im Innern des Tubus angebrachtes Prisma,
durch welches dasselbe nach dem Ocularende zu reflectirt wird.
Das Prisma kann von aussen bequem durch Zug- und Druck-
schrauben justirt und auch, ohne die sonstige Beleuchtungs-
vorrichtung abnehmen zu müssen, ganz aus dem Rohre heraus-
genommen werden. Die Moderirung der Beleuchtung geschieht
durch Veränderung der Grösse der EinfallsöfFnung für das Licht
im Tubus. Diese Veränderung wird vom Ocularende aus in

rontinuirlicher Weise bewirkt. — Zur Beleuchtung des Spectro-
skop- Mikrometers versvendete der Verfasser kleine ß förmige
Geissler'sche Röhren, welche die Ocularhülse des Mikrometers
umgeben und ihr Licht direct auf die Fäden durch Löcher
werfen, welche ringsum in die Ocularhülse gebohrt sind.

Von den vom Verfasser ganz oder theilweise ausgeführten
Arbeiten und Vorrichtungen sind noch die folgenden zu er-
wähnen:

Helioskop. Die vom Objectiv kommenden Strahlen werden
von einem Prisma unter dem Polarisationswinkel reflectirt und
treten dann durch ein Polarisationsprisma aus, durch dessen
Drehung sie beliebig moderirt werden können. Da diese Vor-
richtung noch nicht die genügende Lichtschwächung gab, um
ohne jegliches Blendglas beobachten zu können, so beabsichtigte
der Verfasser die Construction eines anderen Helioskopes, bei
welchem die Strahlen vor dem Durchgange durch das Polari-
sationsprisraa erst zweimal nahezu unter dem Polarisationswinkel
reflectirt werden.

Vorrichtung zur Prüfung einer verticalen Kreis-

theilung. Diese ist vom Verfasser im wesentlichen bereits

Nr. 2448 der A. N. beschrieben worden, und braucht daher hier

nicht nochmals darauf eingegangen zu werden. Das nämliche

gilt von der

j Methode zur Prüfung feiner Libellen vermittelst des

I Verticalkreises und der einen Fussschraube eines Universal-

j Instrumentes (A. N. Nr. 2490), die in der einen und anderen

Form schon seit langem in der astronomischen Praxis bekannt

, war. Für strenge Untersuchung eines Niveaus wird man in-

/ dessen eines guten Niveau prüfers nie entbehren können.

Verbessertes Prisma a vision directe. Der Haupt-
anterschied gegen die gewöhnliche Form besteht darin, dass
(bei 5 Prismen) das mittlere Crownglasprisma kleiner, und die
Stellung der Prismen so gewählt ist, dass die Strahlen einen
symmetrischen Durchgang haben. Der hierdurch erzielte Vortheil
besteht in einer Verkürzung des ganzen Prismensatzes und Ver-
grösserung der Breite des denselben durchlaufenden Strahlen-
bündels, mithin auch Vergrösserung der Lichtstärke. Diese Vor-
theile werden indessen erreicht auf Kosten der Dispersion. —
An dieser Stelle ist vom Verfasser auch eine bequeme Vor-
richtung zur Anbringung eines Reversionsprismas beschrieben,
um Beobachtungen über die Bewegung der Fixsterne in der
Seh-Linie anzustellen.

Trigonometer. Mit diesem Namen bezeichnet der Ver-
fasser ein von ihm erdachtes Instrument, um ohne Zuhülfc-
nehmen von Tafeln durch einfache Einstellungen rasch sphä-

rische Dreiecke aufzulösen, wenn es sich hierbei nur um eine
massige Genauigkeit handelt. Denkt man sich zwei concen-
trisch sich in einander drehende Kugeloberflächen mit gleichem
Radius, von denen jede mit einem engmaschigen Gradnetze
überzogen ist; so wird jeder beiden Flächen gemeinsame Punkt
in zwei Systemen von Polarcoordinaten dargestellt, deren gegen-
seitige Relation durch den Abstand der beiden Polpunkte ge-
geben ist. Eine solche Vorrichtung gibt ein einfaches Mittel
an die Hand, durch Coordinaten-Transformation sphärische Drei-
ecke aufzulösen. Diese dem Trigonometer zu Grunde liegende
Idee ist vom Verfasser iii folgender Weise praktisch ausgeführt
worden. Das engmaschige Gradnetz einer halben Kugeloberfläche
ist in stereographischer Aequatorial-Projection dargestellt. Ueber
dieser Projection liegt in einen Transporteur-ähnlichen Rahmen
gespannt eine zweite, der unteren völlig gleiche Projection, welche
aber nur die Hälfte des Kreises füllt und auf Pauseleincn oder
Pausepergament in rother Farbe gedruckt ist, so dass durch
dieselbe hindurch die untere Zeichnung völlig scharf wahrge-
nommen wird. Die Mittelpunkte beider Zeichnungen sind in
solider Weise durch einen Stift verbunden, und es ist Vor-
kehrung getroffen, diese Mittelpunkte genau aufeinander justiren
zu können. Die obere Zeichnung kann somit auf der unteren
concentrisch gedreht werden, und die Drehung wird an dem
eingetheilten Rande mittelst kleiner Nonien abgelesen. — Das
Trigonometer, welches vom Verfasser sehr häufig verwandt wurde,
dürfte namentlich dann gute Dienste leisten, wenn eine ganze
Reihe von Coordinaten eines Systemes in die eines anderen zu
verwandeln sind und dabei grosse Genauigkeit nicht erforder-
lich ist. Eines ganz analogen Hülfsmittels bediente sich übri-
gens auch A. Searle bei der Reduction von Zodiacallicht-
Beobachtungen (s. V.J. S. Band 21, S. i8g).

Der vierte Abschnitt enthält nur Mittheilungen über pro-
jectirte Arbeiten. Ausser dem schon vorweg besprochenen Pas-
sagenmikrometer sind dies die folgenden.

Halbprisma-Spectroskop. Die sympathische Drehung
der Prismen ist vom Verf. in einfacher Weise selbst erdacht
worden. Das vordere Prisma erhält durch eine Mikrometer-
schraube eine genau messbare Drehung, welche vermittelst einer
Liederstange den anderen Prismen im nämlichen Betrage mit-
getheilt wird. Ausserdem können die anderen Prismen ebenso
wie das Reversionsprisma durch einen einfachen Mechanismus
aus dem Strahlenbündel ausgeschaltet werden.

Universal-Stern-Spectroskop. Die vom Verfasser an-
gegebene Form des Spectroskopes soll eine künstliche Beleuch-
tung des Mikrometers überflüssig machen. Es ist die Einrieb-

tung getroffen, dass ein kleiner Theil der aus dem Collimator
austretenden Strahlen über den Spectralprismen hinweggehend
direct auf ein Reflexionsprisma trifft und von diesem in das
Beobachtungsrohr reflectirt wird. Auf diese Weise entsteht
neben dem Spectrum des beobachteten Sterns im Focus des
Bcobachtungsrohrcs das Bild des Spaltes als weisse Linie, welche
als Index benutzt werden kann. Da das Reflexionsprisma um
eine seiner Kante parallele Axe drehbar ist und der Betrag
dieser Drehung durch ein Mikrometer genau gemessen werden
kann, so ist man in den Stand gesetzt, das Bild des Spaltes
als Index über das ganze Spectrum hinwegzubewegen und die
einzelnen Theile desselben ohne Zuhülfenehmen einer künstlichen
Beleuchtung auszumessen. Zur weiteren Vermeidung störenden
Lichtes wird die jeweilige Stellung der Mikrometertrommel durch
Tvpendrack markirt. Da etwaige Schwankungen des Fernrohrs
Spectrum und Index in umgekehrtem Sinne afficiren und Mes-
sungen vereiteln würden, ist zwischen das Reflexionsprisma und
das Beobachtungsrohr noch ein Reversionsprisma so eingeschoben,
dass die den Index bildenden Strahlen wieder invertirt werden.
-- Dem Spectroskop ist ferner noch ein zweites Collimatorrohr
beigegeben, welches an seinem vorderen Ende an Stelle des
Spaltes eine Hohllinse von beiläufig derselben negativen Focal-
«iistauz wie die Objectivlinse des ersten Collimators hat. Wird
dieser Collimator direct in das Ocularende des Tubus einge-
schraubt, so werden die Strahlen bei richtiger Einstellung am
Oculartriebe durch die Hohllinse parallel gemacht und gehen
dann in derselben Weise wie beim ersten Collimator durch die
Prismen hindurch. Das Spectrum eines Sterns kann dann in
der nämlichen Weise ohne Spalt mikrometrisch ausgemessen
werden.

DirectePhotographirung der Sonne mit Flecken,
Fackeln und Protuberanzen. Der Verf. hat die Idee seiner
Methode schon früher in Nr. 1 89g der A. N. und in Poggen-
dorff's Annalen dargelegt. Die hier angegebene Abänderung
derselben besteht darin, dass die Monochromatisirung des Sonnen-
bildes nicht wie früher durch Dispersion erzielt wird, sondern
durch eine zweimalige totale Reflexion.

B. Peter.

Th. von Oppolzer, Entwurf einer Mondtheorie. Denk-
schriften der luathemadsch-natunA'issenschaftlichen Klasse der K. Aka-
demie der Wissenschaften zu Wien, Sonderabdruck aus Band LI.
Wien. 1886. 37 S. 4^

Wenn man für die vorliegende Bearbeitung der Mondtheorie
nach Vorgängerinnen sucht, so dürfte ihr die Hansen'sche Arbeit

am nächsten stehen; in einem gewissen Stadium gehen beide
Kntwickelungen einander parallel, es ist jedoch hervorzuheben,
dass sowohl die Wahl der Bestimmungsstücke , von denen
schliesslich die Ermittelung der Mond-Coordinaten abhängig
gemacht wird, als auch namentlich das Integrations verfahren
dem Verfasser eigen thümlich sind. Es soll versucht werden,
den Gedankengang hier darzustellen, soweit dies ohne umfäng-
lichen Formelapparat möglich ist.

Die Entwickelung ist von vornherein darauf angelegt, nur
für die historisch in Betracht kommenden Zeiträume gültig zu
sein, d, h. es wird nicht versucht die nach Potenzen der Zeit fort-
schreitenden Termc durch besondere Operationen zu beseitigen.
Dieser Weg ist in der That, vorläufig wenigstens, der einzige,
welcher den Nachweis gestattet, dass die Entwickelung, in in-
finitum fortgesetzt, unbedingt, wenn auch nur für ein be-
schränktes Zeitintervall convergirt. Für die Methoden, welche
man bisher zur Beseitigung der Zeit ausserhalb der trigono-
metrischen Functiontjn ersonnen hat, fehlt noch der strenge
Beweis der Convergenz; denn die formale Möglichkeit, ein
bestimmtes Verfahren beliebig oft zu wiederholen, ist hierfür
nicht ausreichend; ebenso ist dabei in jedem besonderen Falle
besonders der Nachweis zu orbringen, dass man durch das
betreffende Verfahren wirklich Besseres erreicht, als durch die
einfachen Potenz reihen.

Die Gleichungen für die Bewegung des Mondes werden
unter alleiniger Berücksichtigung der Sonnenstörungen zu-
nächst für ein festes Axensysteni angesetzt, und darauf wird
ein bewegliches .Vxcnsystem eingeführt, dessen A'i^-Ebene mit
der jeweiligen mittleren Ebene der Mondbahn zusammen lallt,
und dessen ,V-Axe nach dem mittleren Mondperigaeuin gerichtet
ist. J)as Beiwort „mittlere" wird hierbei in einem Sinne definirt,
der allerdings nur für die hier vorausgesetzte Beschrankung auf
ondhche Zeiträume eine Bedeutung hat, und der im wesentlichen
mit der Art und Weise übereinstimmt, auf welche die Begriffe
„mittlerer .\equator, mittleres Aequinoctium" definirt werden.
Die Läng<-ii des mittleren Knotens und Perigaeums {St, resp, ß + ra)
werden summt ihren Difierentialquotienten vorläufig unbestimmt
gelassen, und die Bewegungsgleichungen in der Form

und entsprechend für y und s angesetzt, wo p die .Summe der
Erd- und -Moiidmasse und ft' ein Incrcment bedeutet, welches die
durch die Störungen verursachte Modification des dritten Kepler'-
schen Gesetzes durch die Aenderung der Masse, statt wie sonst

durch Aenderung der Halbaxe oder der mittleren Bewegung zu
berücksichtigen gestattet. Die (-Y) . . hängen ab von den be-
weglichen Coordinaten Ji* . . , den Sonnencoordinaten und den
drei Bestimmungsstücken für die beweglichen Axen. Weiter
werden dann nach dem Vorgange von Hansen die Proportional-
ctKjidinaten .r^ . . durch die Relationen

*° = a + y)-^'/ = (i+y)j>'* «° = (i-f y) ^.

r° = (I 4- y) Vr^ — 52 = (I + y) (r)
eingeführt und die Bewegungsgleichungen durch das System

ä^x .. X

, -h (fi -4- f*') — , = Xy U. S. W.

a X ^ X

- -I- ü* 4- /* ) - =0,

-f- 0* 4- 1^') - = o,

ersetzt, wo J die gestörte Zeit bedeutet.

Nachdem die Sonnencoordinaten, welche als bekannte
Functionen der Zeit angesehen werden, in analoger Weise
durch Proportionalcoordinaten ersetzt sind, wird dann die Ver-
fügung über die Grössenordnung der Stücke getroffen, nach
deren Potenzen die Coefficienten der trigonometrischen Reihen
für die X , . entwickelt werden sollen. Die Ordnungen sind
folgende :

Ordnung i. Beide Kxcentricitäten und die Neigung der Mond-
bahn;

2. störende Kraft der Sonne, Quotient der Halbaxen, die Grösse

y, die Breitenstörung s^y die ersten Differentialquotienten
von ß und w;

3. die Lagenänderung der Ekliptik;

4. die periodischen Breitenstörungen der Sonne;

5. {\ie zweiten Differentialquotienten von ß und w.

Als Grenze für die Entwickelung der störenden Kräfte A'..
wird die Berücksichtigung der Glieder achter Ordnung fest-
gesetzt. Diese von vornherein vorzunehmende Fixirung der
< )rdnungsgrenze ist ein schwacher Punkt aller bisher durch-
geführten analytischen Mondtheorien, weil eine Hinausschiebung
der Grenze, wenn sie zur Beantwortung bestimmter F'ragen
nothwendig erscheint, meistens nahezu gleichbedeutend ist mit
einer Wiederholung der Arbeit. Es dürfte dieser Umstand wohl
ein Hauptgrund gewesen sein, der Hansen dazu veranlasst hat,
seine Entwickelungen von Anfang an rein numerisch durchzu-
fülu-en. Der angegebene Uebelstand ist übrigens nicht noth-
wendig durch die Natur der Sache gegeben; er lässt sich,

4Ö

allerdings auf Unkosten des dieMoodtafelnbenutzendenRechDers,

vermeiden, wenn man einerseits den von Delaunay benutzten
Ausgangspunkt, andererseits gewisse von Hansen zwar noch
nicht hinreichend vollständig gegebene, aber unschwer zu er-
weiternde Entwickelungen benutzt.

Nachdem die für die vollständige Entwickelung der störenden
Kräfte nothwendigen Relationen aufgestellt sind, werden die
zur Durchführung der Integration erforderlichen Transformationen
der für die rechtwinkligen Coordinaten aufgestellten Gleichungen
gemacht. Das Ziel ist dasselbe wie bei Hansen: mit der ge-
störten Zeit t wird der elliptische Ort x°y gerechnet, wodurch
die Länge in Bezug auf die zu Grunde gelegte bewegliche Bahn-
ebene bestimmt ist; der elliptische Radiusvector erfährt die von
y abhängige Verbesserung; die Breite gegen die bewegliche
Fundamental ebene ist durch 3° gegeben. Da jedoch die be-
nutzten Zivischengrüssen andere sind als bei Hansen, so ist
auch der Gang der Rechnung ein anderer. Eingeführt werden
6 Stücke /, //.. yj, von denen die ersten 5 als Functionen
der Zeit durch folgendes Gleichungssystem definirt sind:
ai ^x" lY _/ IX

dt ~ a l-\-y J 1 + r"

dt ^\\-^I) dt dt'

dt -'^^\^^l) rfj A-

V= — IV sin (0 4- F' cos 0) .
Hierin bedeuten: a die Halbaxe, e die Excentricitat, m die
Bewegung der mittleren Anomalie in der Zeiteinheit oder die
Grösse

ferner ist

Die Grosse y hängt von jenen Zwischengrössen durch die
Relation

ab, wahrend für f, bez. für die gestörte mittlere Anomalie M*-
die Relation

(i4-^)(i-fyy

d^ I dM^

dt "^ m IlT

bestehL Die Zwischengrosse VI endlich ist als Differenz

zwischen der gestörten Anomalie M^ und der ungestörten g
bestimmt. Durch die getroffene Wahl wird erreicht, dass wenn
man in erster Näherung nur die Glieder bis zur vierten Ordnung
in den Differentialgleichungen mitnimmt, letztere sich in der
Form

dIV

= ^+/;7rH-^''r,

dV_
~dt

~^y=a'^b'^I^cJI^d^JII-^h'VI,

diu ■^'^*^' •/• iti t:t

'dt ='''" + *o^+f;//+</^/+Ä-r/

schreiben lassen, wo die Coefficienten bekannte Functionen der
Zeit bedeuten. Dieselbe Form der Gleicliungen wird für die
folgenden Näherungen festgehalten, nur dass dann die Coeffi-
cienten Terme enthalten, welche erst durch die vorhergehenden
Näherungen ermittelt worden sind.

Zur Erläuterung der Integrationsmethode genügt es auf die
beiden ersten der vorstehenden Gleichungen einzugehen. Die
Grössen e sind dritter, die f, g zweiter Ordnung-, während IV
und Tder zweiten Ordnung angehören. Es wird nun die erste
Gleichung in der Form

geschrieben, und die analoge Umformung bei der zweiten Gleichung
benutzt. Durch Integration erhält man dann, wenn

gesetzt wird.

n^ = /f/i — Cf dt\^vi g' dt

Vierteljahmcbr. d. Astronom. Gesellschaft, aa.

= - /VJf" dt-^-vL- (s-' A ,

wo g^ undy" die periodischen Theile von ^i und/", bedeuten,
welche mit Rücksicht auf die hier festgesetzte Ordnungsgrenze
allein mitzunehmen sind. Die beiden Grössen «4, «5 sind als
bekannt anzusehen, so dass sich IV und V durch Auflösung
linearer Gleichungen ergeben, deren Determinante nullter Ord-
nung ist. Das Verfahren für die übrigen Stücke ist dem hier
skizzirten analog, nur etwas verwickelter. Die Potenzen der
Zeit, welche dabei auftreten, werden, soweit sie von den will-
kürlichen Integration sconstanten herrühren, dadurch beseitigt,
dass man über das Massenincrement ft', sowie über die Dif-
ferentialquotienten der vorläufig unbestimmt gelassenen Grössen
ß, ö), g angemessene Annahmen macht.

Das vorstehende Integrationsverfahren ist unstreitig äusserst
sinnreich, aber ganz wesentlich von der doch immerhin will-
kürlichen Festsetzung über die Grössenordnung der einzelnen
Constanten und Variablen abhängig. Ferner darf nicht ver-
schwiegen werden, dass der Nachweis für die Convergenz des
Verfahrens bei beliebig weit geführter Fortsetzung fehlt, und,
wenn er überhaupt möglich ist, sicher nicht leicht sein wird.
Es ist jedoch denkbar, dass die vorliegende Methode thatsäch-
lich aus einer Ent^vickeIung von streng nachweisbarer Conver-
genz alle Terme mitnimmt, welche bei vorgeschriebenen Ge-
nauigkeitsgrenzen mitgenommen werden müssen — die Ent-
scheidung hierüber wird, wenigstens in für die Praxis ausreichen-
der Weise, von der Uebereinstimmung der auf diese Art ge-
wonnenen Mondtafeln mit dem Himmel abhängen.

H. Bruns.

N. C. Dunör, Sur las ^tolles ä spectres de la troisiime

classe (Kongl. Svenska Vetenskaps-Akademiens Handlingar, Bandet 21
No. 2.) Stockholm 1885. 137 S., i Tafel. 4**.

Eine recht ausführliche Abhandlung über die Sterne, in
deren Spectren starke Absorptionsbänder zu erkennen sind, ist
von Dr. Dun^r der schwedischen Akademie der Wissenschaften
am II. Juni 1884 vorgelegt worden. Diese Abhandlung ist in
separater Form im vorigen Jahre im Druck erschienen.

Die schönen Spectra der Klasse III mit ihren breiten
dunklen Absorptionsbändern bieten dadurch ganz besonderes
Interesse, dass man annehmen muss, dass Sterne mit derartigen
Spectren am weitesten in der Entwickelung vorgeschritten sind.
Bei ihnen ist die Atmosphäre bereits so weit abgekühlt, dass

sich chemische Verbindungen, charakterisirt durch jene Bänder
oder dicht gedrängte Liniensysteme, bilden und erhalten kön-
nen, bei ihnen ist daher auch am ersten die Möglichkeit ge-
geben, dass sich Veränderungen im Spectrum zeigen werden.
Ein Spectrum der Klasse III, welches ausser durch die Bänder,
die in allen Farben auftreten, noch durch die starke Absorption
in den brechbareren Theilen des Spectrums ausgezeichnet ist,
geben die meisten nicht zum Algoltypus gehörenden veränder-
lichen Sterne.

Bekanntlich war Secchi der erste, der den Versuch machte,
eine Classification der Sterne nach ihren Spectren vorzunehmen.
Die von ihm aufgestellten Typen waren ausschliesslich auf den
äusseren Charakter des Spectrums basirt, während eine von
Vogel vorgeschlagene Classification der Sterne sich auf die
Annahme gründet, dass in dem Spectrum eines Sternes sich
die Phase seiner Entwickelung auspräge. Dr. Dun6r nimmt
letztere Classification an; seine Untersuchungen über die
Spectren der Klasse III erstrecken sich daher nicht nur auf
diejenigen orangefarbenen Sterne, die dem Secchi*schen Ty-
pus III conform sind, sondern sie umfassen auch die Sterne
des IV. Secchi'schen Typus, welche nur wenige sehr breite
Absorptionsbänder im Spectrum zeigen. Der Verf. erwähnt in
der Einleitung die bisher gemachten grösseren Beobachtungs-
reihen von Secchi, d'x\rrest und Vogel und führt weiter aus,
dass bisher Veränderungen in den Spectren nicht mit Sicher-
heit haben constatirt werden können, dass vielmehr mit grosser
Wahrscheinlichkeit alle vermeintlichen Veränderungen auf Ver-
schiedenheit der Apparate, des Luftzustandes und der Be-
schaffenheit der Instrumente zurückzuführen sind.

Die bereits durch die Beobachter Secchi, d'Arrest und
Vogel gemachte Wahrnehmung, dass die Bänder in den
Spectren der Klasse III a eine stereotype Lage einnehmen, findet
Bestätigung durch die Messungen des Verfassers, welche in
guter Uebereinstimmung mit denen von Vogel sind. Die Unter-
schiede der Spectra der verschiedenen Sterne beruhen nur in
dem verschiedenen Grade der Dunkelheit der Bänder, bedingt
durch eine Verschiedenheit der Absorption der in den Atmo-
sphären enthaltenen Dämpfe, und in Abweichungen in der rela-
tiven Helligkeit der einzelnen Spectralgebiete, im Zusammen-
hang stehend mit der Temperatur des Sterns. Gerade dieser
Umstand, dass die Spectra der Klasse JII im allgemeinen nur
geringe Unterschiede zeigen, lässt eine gleichförmige Behand-
lung der Gesammtheit der Objecte durch denselben Beobachter
und mit gleichartigen instrumentalen Mitteln als sehr werthvoU
erscheinen.

Der Einleitung folgen in einem ersten und zweiten Capitel
zwei Listen der Sterne III a und III b mit 297 bez, 55 Objecten,
deren Positionen auf das Jahr igoo bezogen sind, darauf in
einem dritten Capitel die Beobachtungen der Spectra dieser
Sterne selbst. Das Spectrum eines jeden Sterns ist genau
beschrieben, den Beschreibungen sind diejenigen von d' Arrest,
Pickering, Secchi und Vogel beigefügt. Die Farbe der Sterne
ist durch besondere Bezeichnungen bestimmt. Verf. unter-
scheidet hierbei 9 Stufen von fast absolut roth bis weiss. Aus-
serdem sind noch die Farben nach der Schmidt'schen Scala
angeführt. In einem Anhang zu diesem Capitel werden 6 Sterne
aufgeführt, die sich nicht sicher in die beiden Abtheilungen
der Klasse III einreihen Hessen. Am interessantesten ist hier-
unter das Spectrum von R Andromedae. Das vierte Capitel
enthält eine Zusammenstellung von 42 Sternen, welche von den
verschiedenen Beobachtern zur Klasse III gezählt wurden, je-
doch nach den Beobachtungen des Verfassers nicht dahin zu
zählen sind.

Dun6r hat seine Beobachtungen mit dem parallaktisch mon-
tirten Fernrohr der Sternwarte Lund von 245 mm Oeffnung an-
gestellt, mit welchem drei Spectroskope von verschiedener Dis-
persion in Verbindung gebracht werden konnten: ein kleines
Spectroskop, nach Vogel's Angaben von Heustreu ausgeführt,
ein stärker zerstreuendes Universal-Spectroskop von Merz und
ein kleines Zöllner'sches Ocular-Spectroskop. Jeder Stern ist
zweimal meist mit verschiedenen Apparaten beobachtet wor-
den, bei ungünstiger Witterung oder ungenügender Ueberein-
stimmung der Beobachtungen jedoch öfter. Genauere Mes-
sungen und Bestimmungen der Wellenlängen für die Haupt-
linien und Bänder in einigen Sternspectren hat der Verf. mit
dem Merz'schen Spectralapparate ausgeführt. Die Art und
Weise, wie dies geschah, ist im fünften Capitel „Bestimmung
der Wellenlängen" ausführlicher beschrieben.

Der Merz'sche Spectralapparat war so eingerichtet, dass
vier verschiedene Prismen Systeme a vision directe eingesetzt
und einzeln oder combinirt benutzt werden konnten. Das
schwächste System war von Schmidt und Haensch in Berlin,
die anderen waren von Merz angefertigt. Vor dem Spalt des
Spectralapparats war eine negative Cylinder-Linse angebracht,
die sich in der optischen Axe " des Instruments verschieben
Hess, um, der Intensität des Sterns entsprechend, das Spectrum
zu verbreitern oder zu verschmälern. Die vermittelst einer
Schraube mit getheiltem Kopf zu bewegenden Spaltbacken
waren, um dem feuchten Klima Rechnung zu tragen, aus Alu-
minium hergestellt. Eine Umdrehung der Schraube öffnete den

Spalt um 0.8 mm. Das Objectiv des Collimators und das des
Beobachtungsfemrohrs hatten die gleiche Brennweite von 1 1 cm.
Die Oculare gaben die Vergrössenmgen 4 bez. 8. Zum Ein-
stellen auf die zu messenden Bänder oder Linien war im Ocular
eine feine Spitze angebracht. Dun^r hat sich» aber später mit
Vortheil der von Vogel (Zeitschrift für Instrumentenkunde
Bd. I, S. 21) beschriebenen kleinen Prismen mit leuchtender
Linie, besonders zur Beobachtung von breiten Bändern in den
weniger hellen Stemspectren, bedient. Die Messungen wurden
durch Bewegung des Beobachtungsfernrohrs mit Hülfe einer
Mikrometerschraube ausgeführt. Da diese einen sehr starken
todten Gang besass, so bedurften die Messungen besonderer
Vorsichtsmassregeln. Auch die periodischen und fortschreiten-
den Fehler der Schraube fand der Verf. sehr erheblich. Um
Tabellen für die Verwandlung der Schraubenablesungen in
Wellenlängen aufzustellen, bediente sich der Verf. des üblichen
graphischen Verfahrens mit Zugrundelegung von Messungen
Fraunhofer'scher Linien. Den Einfluss der Temperatur auf die
Dispersion hat derselbe ebenfalls bei seinen Messungen berück-
sichtigt und denselben dadurch bestimmt, dass er bei sehr ver-
schiedenen bekannten Temperaturen die Distanzen der Linien
einiger irdischer Stoffe mass. Bei Positionsbestimmungen von
Bändern können bei etwas weit geöffnetem Spalte constante
Fehler in die Messungen eingehen, deren Betrag der Verf. ge-
nauer zu ermitteln gesucht hat. Er fand, dass durch die Ver-
breiterung oder Uebereinanderlagerung der Bilder eine Verschie-
bung des weniger brechbaren Endes des Bandes nach dem
rothen Ende des Spectrums hin zu beobachten ist, welche der
halben Breite des Spaltes entspricht, während das am Anfang
des Bandes (rothes Ende) gelegene Intensitäts - Maximum sich
eben so weit nach der entgegengesetzten Seite, nach dem Vio-
lett, verschiebt. Endlich hat der Verf. auch auf den beson-
ders bei P'ernröhren mit langer Brennweite sehr beachtens-
werthen Umstand Rücksicht genommen, dass die Spaltebene
stets möglichst genau in den Vereinigungspunkt derjenigen
Strahlen gestellt werden muss, in welchen die zu messenden
Linien oder Bänder gelegen sind, dass es also erforderlich ist, den
Collimator oder das ganze Spectroskop in der optischen Axe
des grossen Femrohrs, mit welchem das Spectroskop verbunden
wurde, zu bewegen.

Die Messungen selbst, welche an mehreren Stemspectren
der Klasse lila und 111 b vorgenommen wurden, werden in dem
fünften Capitel ausführlich beschrieben, und am Schlüsse wird
eine Vergleichung der Messungen mit denen von Vogel ge-
geben. Um die befriedigende Uebereinstimmung besonders

in den mittleren Theüen des Spectrums zur Anschauung zu
bringen, mögen hier die Mittchverthe der von den beiden Beob-
achtern gemachten Messungen von Linien und Bändern in den
Spectren verschiedener Sterne Platz finden.
Klasse Illa.

(Anfang
Ende

( Anfang
^ Ende

( Anfang

^ Ende

Band 9 j _ ,

596.8
586.7
S64.9
559-8

Si8,i

5n.3

516-8

503-0

495-9
483-0
476.6

6^7-3 f*
616.3
594.6
585-5

51 6.8
SOJ-S
495-8
485-5

Gemesseneä

Vögelt)

Dunfirtt)

Obj«c.

Wellenlänge

Band 1

62l:f.fi

6J1 fiji

Band 3

606.S

604.S

Band 4

S89-3

589-8

Band 5

S75-7

576.0

Band 6 Anfang

563.1

S63-3

Band 7

552:

S5' ::

Band S

5:8:

528.3

Band 9 Anfang

515-9

S'6-3

Band [O Anfang , 472-9 |

•) Miltelwerlhe aus den Beobnchlungen
P Pcgasi, a Scorpü, p Persei und R Leonis mii
*'l Miltelwcrthc aus den Beobachtungen
fl MiHelwerlbe aus den Messungen '
Sclij, 78, DM. -4-34° 4500 und Schj. 51.

tj-1 Miltelwerthe aus d«n Beobächtangen
Schj. 15a.

472-7
an « Orionis, or Hercutis,

a Orionis und a Herculis.
Speetnim von Scbj. 1 52, Scbj. 273,

9 Pisdum, Scbj. 131 und

Die mit Vogel übereinstimmenden Messungen Dun^r's geben
somit auch eine Bestätigung dafür, dass einige besonders auf-
fallende Bänder in den Spectren III b mit analogen im Spec-
trum von Kohlenwasserstoffen so nahe zusammenfallen, dass
mit grosser Wahrscheinlichkeit gefolgert werden kann: in den
Atmosphären der Sterne, welche ein Spectrum III b zeigen, sind
Kohlenstoffverbindungen vorhanden.

In dem letzten Abschnitte des besprochenen Werkes wer-
den zunächst Betrachtungen angestellt über die zu erwartende
Gesammtzahl der Sterne mit Spectren der Klasse III. Die Ver-
muthung, welche d' Arrest auf Grund seiner Durchmusterung
ausgesprochen hatte, dass nicht mehr viel Sterne mit ausge-
sprochenen Spectren der dritten Klasse gefunden werden wür-
den, hat sich nicht bestätigt. Als d' Arrest starb , kannte man
123 Objecte der Klasse III a mit gut entwickeltem Spectrum,
(im ganzen 150 Objecte dieser Klasse), und 23 der Kl. Illb.
Gegenwärtig sind 475 Sterne der Kl. III a, darunter 214 mit gut
ausgeprägtem Spectrum, und etwa 55 der Kl. III b bekannt.
Dun^r's Betrachtungen führen zu dem Resultat, dass sich eine
Vermehrung der bisher bekannten Sterne der Klasse III unter
den Sternen zwischen 6^^ und 8'*^ Grösse erwarten lässt, dass
man aber wohl im allgemeinen die Kenntniss dieser Objecte
als ziemlich abgeschlossen betrachten darf. £s ergibt sich fer-
ner, dass die Sterne III b etwa 50 mal seltener sind, als die
Sterne der anderen Unterabtheilung.

Der Verfasser wendet sich dann zu der Frage über die
Vertheilung der Sterne der Kl. III am Himmel und kommt, in-
dem er die Sterne zonenweise in Bezug auf die Pole der Milch-
strasse ordnet, zu dem Resultat, dass eine Häufigkeitszunahme
mit der Annäherung an die Milchstrasse stattfindet, dass jedoch
im allgemeinen ein besonderes Gesetz der Vertheilung dieser
Weltkörper am Himmel sich nicht kundgibt.

Den Schluss des Werkes bilden Untersuchungen über die
muthmasslichen Veränderungen der Spectra der verschiedenen
Klassen und im besondem der Kl. III. Der Verf. erwähnt, dass
die Annahme, die verschiedenen Spectra seien eine Folge der
fortschreitenden Abkühlung der Himmelskörper, von verschie-
denen Seiten bestritten wurde und Hypothesen aufgestellt wor-
den seien, nach denen die Sonne und die Fixsterne die Wärme
wieder gewinnen könnten, welche ihnen durch fortwährende
Ausstrahlimg nach dem Weltenraume entzogen wird. Er ist je-
doch der Ansicht, dass diese Hypothesen sich nicht recht mit den
Spectralbeobachtungen am Himmel vertragen, durch welche man
deutlich zu der Annahme einer allmählichen Veränderung, wie
sie einer Abkühlung der Himmelskörper entsprechen würde,

hingeführt werde. Denn wenn es auch möglich sei, die Spectra
der Sterne nach ihrem Charakter in bestimmte Klassen einzu-
reihen, wenn man die ausgeprägten Exemplare im Auge be-
halte, so seien doch zahlreiche Spectra anzutreffen, welche
alle erdenklichen Zwischenstufen zwischen zwei Klassen bilden,
so dass es oft schwer sei, ja sogar unmöglich erscheine, mit
Sicherheit zu entscheiden, zu welcher Klasse ein Stern gehört,
und selbst dann, wenn der Stern hell genug sei und in seinem
Spectrum deutlich Detail erkannt werden könne. Nach der
Ansicht des Verfassers steht es ausser Zweifel, dass Verände-
rungen in den Spectren der Fixsterne stattfinden, man aber
annehmen müsse, dass diese Veränderungen in Bezug auf die
beiden ersten Klassen sich mit ausserordenth'cher Langsamkeit
vollziehen und erst in sehr grossen Zeilräumen sich bemerkbar
machen dürften. Anders verhalte es sich aber mit den Spec-
tren der III. Klasse, bei denen man bei der beträchtlich weiter
fortgeschrittenen Abkühlung in viel kürzeren Zeiträumen Ver-
änderungen im Spectrum zu erwarten habe. Die Beobachtungen
der Sterne der 111. Klasse erstrecken sich noch im allgemeinen
über einen zu geringen Zeitraum, zumal da die Secchi'schen
Beobachtungen nicht wohl als Grundlage für eine Untersuchung
dienen können, da Secchi einestheils mit noch sehr unvoll-
kommenen Apparaten seine Beobachtungen angestellt hat, an-
derntheils von ihm auch die wesentlichsten Merkmale der
Kl. III noch nicht mit voller Bestimmtheit erkannt wurden.
Unter den zuverlässigeren Beobachtungen von d'Arrest fand
der Verf. nur einen bemerkenswerthen Fall, der möglicherweise
auf eine Veränderung des Spectrums zurückgeführt werden kann.
Es ist der Stern DAI. + 36° 2772, von dem d'Arrest sagt „8.3
mit schönem säulenartigen Spectrum, Ist einer der Begleitsteme
des grossen Herculesnebels". Nach Duni^r's Untersuchungen
befindet sich in dieser Gegend des Himmels überhaupt kein
Stern vom dritten Tjpus, es bleibt demnach eine Verwechse-
lung ausgeschlossen. In dem Zeitraum von 6 Jahren, über
welchen sich die Beobachtungen des Verfassers erstrecken,
konnten keine merkhchen Veränderungen in irgend einem
Spectrum wahrgenommen werden.

Wenn nun auch die Untersuchungen bisher noch zu keinem
positiven Resultate geführt haben, so bietet doch die Verglei-
chung der Spectra unter einander ein Mittel, sich eine Vorstel-
lung zu machen, in welcher Weise der Uebergang von einer
Klasse zur andern bei allmählicher Abkühlung des Sternes sich
vollziehen wird. Es finden sich viele Sterne der ersten Klasse,
bei denen die Metalllinien schon mit Leichtigkeit neben den
breiten Wasserstofflinien zu erkennen sind, und die sich so-

mit schon mehr der zweiten Klasse nähern. Stets steht mit
friner Zunahme der Deutlichkeit der Metalllinien eine Abnahme
in der Breite der Wasser Stoff linien in Verbindung. In den
Spectren der Klasse II treten häufig, besonders in den weniger
brechbaren Theilen des Spectrums, Liniensysteme auf, die bei
schwacher Dispersion den Eindruck von breiten Bändern machen.
Die Linien des Eisens, Calciums, Magnesiums und Natriums
erscheinen oft in einer Weise verbreitert, wie in den Spectren
der Klasse lila. In der Nähe dieser stärksten Linien treten
zahbeiche feine Linien auf, welche sich zu Gruppen verbinden
und das Aussehen des Spectrums verändern, wie z. B. im
Spectrum des Aldebaran. Die Liniensysteme treten schliess-
lich in allen Theilen des Spectrums auf, erstrecken sich über
grössere Räume, und der Charakter des Spectrums III a tritt
immer deutlicher hervor. Während es nun durchaus nicht
schwer ist, Beispiele für den allmählichen Uebergang der Kl. I
nach II und dieser wiederum nach KJ. III a zu finden, fehlen
die üebcrgänge der Klasse II nach III b. Aus diesem Grunde
glaubt Pechüle die Hypothese verwerfen, zu müssen, dass die
Klassen Illa und Illb coordinirt seien ; er nimmt vielmehr an, dass
die Spectra III b eine sehr viel weiter vorgeschrittene Phase re-
präsentiren, welche kurz vor dem totalen Verlöschen des Sterns
gelegen ist, und dass der Uebergang von III a zu Illb sich
plötzlich durch eine Katastrophe vollzieht, während welcher helle
Linien im Spectrum erscheinen. Dun6r theilt diese Ansicht
nicht, und glaubt aus dem Umstände, dass die Sterne der
Kl. Illb verhältnissmässig sehr selten sind, erklären zu können,
dass man mit Bestimmtheit noch keine Uebergangsstufe zwi-
schen IIa und Illb aufgefunden hat. Er vermuthet übrigens
in dem Spectrum des Sternes DM. +38° 3957 = 541 Bir-
mingham ein Exemplar gefunden zu haben, welches als eine
Art Uebergangsspectrum nach Illb zu bezeichnen ist.

Der besprochenen Abhandlung, welche eine entschieden
werthvolle Bereicherung der Stellarspectroskopie bildet, ist noch
eine lithographische Tafel beigefügt, auf welcher sechs Spectra
verschiedener Sterne mit Absorptionsstreifen abgebildet sind.

Anknüpfend an die letzte Betrachtung möchte Ref. eben-
falls zunächst den Grund dafür, dass es bisher noch an einem
eclatanten Beispiel für den Uebergang der Kl. II nach Illb fehlt,
in dem seltenen Vorkommen der Kl. Illb suchen, ausserdem
aber auch darin, dass die meisten Sterne der Kl. Illb schwach
sind (der hellste ist 5T5), und dass bei Sternen 6'*^^ und 7^"" Grösse
der Kl. IIa mit den Hülfsmitteln, wie sie zu einer Durchmuste-

rung gebraucht werden, nur in seltenen Fällen Detail im Spec-
trum erkannt werden kann. Die Scheidung zwischen Kl. I und
II erfolgt bei den schwächeren Sternen lediglich nach einer
Beurtheilung der relativen Intensitäten der einzelnen Theile des
Spectnims. Die zahlreichen, aber verhältnissmässig schmalen
Bänder der Kl. III a lassen sich auch bei sehr schwacher Ent-
wicklung noch erkennen und geben dem Spectrum ein eigen-
thümliches Gepräge, während die wenigen breiten Bänder der
Kl. III b, wenn sie schwach entwickelt sind, sich der Beobach-
tung viel eher entziehen werden. Es ist durchaus nicht aus-
geschlossen, dass unter den vielen schwächeren Sternen, die
ohne besondere Merkmale bei einer Durchmusterung zur Kl. II
gezählt worden sind, sich Uebergänge nach III b finden werden.
Es dürfte daher empfehlenswerth sein, roth gefärbte Sterne,
deren Spectra mit schwächeren Hülfsmitteln den Eindruck der
Kl. IIa machen, und bei denen der brechbarere Theil des
Spectrums schwach entwickelt ist, mit stärkeren Instrumenten
zu untersuchen.

In Bezug auf die Möglichkeit des Ueberganges der Kl. II
in III b bei der Annahme einer allmählichen Abkühlung des
Himmelskörpers und der coordinirten Stellung der beiden Unter-
abtheilungen der Kl. III darf die totale Verschiedenheit der
resultirenden Spectra nicht befremden. Im allgemeinen wäre
bei ungleicher Vertheilung der Elemente in den verschiedenen
Sternen eine grosse Verschiedenheit von Absorptionsspectren
bei weiter fortgeschrittener Entwickelung (Abkühlung) zu er-
warten. Das Auffallende ist die Gleichmässigkeit in der Ver-
theilung der Elemente, die nach der Uebereinstinmiung der
Spectra unter einander in jeder der Unterabtheilungen ange-
nommen werden muss, und die Beobachtung, dass eine solche
gleichmässige Entwickelung der Spectra nur nach zwei Rieh-
tungen hin erfolgt. Kein Grund dürfte zu der Annahme be-
rechtigen, dass der Uebergang nach einer dieser beiden Rich-
tungen einer wesentlich andern Phase der Entwickelung ent-
spräche, wenngleich anzunehmen ist, dass die Sterne der
Kl. III b eine besonders niedrige Temperatur besitzen, da sich
in ihren Atmosphären leicht zerlegbare KohlenstofFverbindungen
halten können. Bei der Unterscheidung der Spectra nach drei
Klassen sind ja überhaupt nur Perioden von einer Zeitdauer
zusammengefasst worden, von deren Grösse uns bisher jede
Vorstellung fehlt. Die Annahme jedoch, dass durch ein plötz-
liches Ereigniss die Spectra III a in III b übergeführt werden
und in der Uebergangsperiode helle Linien in den Spectren
auftreten, glaubt Ref. nach den bisherigen Beobachtungen zu-
rückweisen zu können, Die wenigen bekannten Sterne, deren

Spectren dunkle Bänder und helle Linien zeigen, sind in Be-
lüg auf die Lage der Bänder weder mit Illa noch mit Illb
übereinstimmend; diese Himmelskörper scheinen eine ganz ab-
weichende elementare Zusammensetzung gegenüber den meisten
Stemen zu haben. Unter den sogenannten neuen Sternen, die
ebenfalls ein Spectrum mit dunklen Bändern und Linien und zu-
gleich mit hellen Linien gezeigt haben, und die man wohl zu den
am weitesten in der altgemeinen Entwickelung vorgeschrittenen
Himmelskürpem rechnen muss, von denen man daher am ehesten
Belege für die Richtigkeil der besp ochenen Hj'pothese erwarten
könnte, hat keiner beim allmählichen Verlöschen ein Spectrum
gezeigt, welches nur annähernd der Kl. lllb ähnlich wäre. Der
am längsten verfolgte neue Stern im Schwan (Sitzurgsber. d.
K. Ak. d. Wiss. zu Berlin, Mai 1877, April 1878) zeigte beim
Aufleuchten ein prachtvolles Spectrura mit dunklen Bändern,
dunklen Linien und mehreren hellen Linien; bei der Lichtab-
nahme des Sterns erblasste das conti nuirliche Spectrum mit
den dunklen Bändern bis zum Verlöschen, ohne wesentliche
Veränderung zu zeigen, von den hellen Linien blieb zuletzt
eine einzige übrig.

H. C. V.

Wilhelm Tempel, Ueber Nebelflecken. Nach Beobach-
tungen angelleUl in den Jahren 1876—1879 mit dem Refractor von
Amid auf der K5nigl. Sternwarte zu Arcetri bei Florenz. (Ab-
handl. der K. BObm. GeseUschaft der Wissen Schäften , VII. Folge,
1. Band) Prag 18B5. 28 S. 4° und 1 Tafeln.

From time to time since 1877 M. Tempel has published
in the Astronomische Nachrichten a series of notes on the ob-
servations of Nebulae, on which he has been engaged at the
Arcetri Observatory since 1875, but he has hitherto deferred
Publishing any detaiied account of them, we believe owing to
the dif&cultj of prodncing by llthography or engraving faith-
ful copies of bis drawings. The present memoir, which at the
end is dated „December 187Q" but which does not appear
10 have been distributed tili the autumn of 1886 (and in a
very few copies only), does not contain any observations but
merely aims at giving a resumi of the present State of cur
knowledge of Nebulae and a short general account of the work
done on them at Arcetri.

Having first alludcd to the labours of W. Herschel, the
Author discusses the question whether the distincUon between
resolvable and unresolvable nebulae can still be mainuined.
He appears to doubt the existence of gaseous nebulae and

refers to the difBcuIty of understanding how a vast accumu-
latioD of gas of very irregulär form could for cenluries retaJn
its shape unaltered, as seems to have been the case with the
great nebula in Orion, On the other hand he has often seen
transient glimpses of star-like points in such objects, which
would seem to indicate that a more powerful instrument, such
as Lord Rosse's six-foot rellector, ought to resolve the object
into a Cluster, but on referring to Lord Rosse's publications
this has not been found to be the case. M. Tempel does
not bimself consider such objects resolvable but appears to
leave jt an open question whether there are really nebulae
consisting entirely of gas, tbough hc confesses (p. 27) that if
he had believcd in the spectroscopic results he would never
have taken the trouble to observe or draw nebulae.

In this connection it may be mentioned, first that the ap-
pearance of glimmering points in unresolved nebulae has often
been seen with Lord Rosse's telescope (see for instance Dr.
Robinson's notes, p. 11 of the Appendix to the Observations
of Nebulae at Birr Castle 1848—78, «'here he speaks of „the
resolution of the flocky part of Orion's nebula" as being very
conspicuous), secondly that an interesting discussion on the
inferences to be drawn from the bright lines in the spectra
of nebulae by Stone , Huggins and Lockyer may be found in
the Proceedings of the Royal Society Vol. XXVI pp. 156, 179,
517 and Vol. XXVIl p. 50. .Mr. Stone {with whora Mr. Lockyer
agreed) asserted that the bright lines not necessarily indicate
that a nebula is solely composed of gas, but that a dense
Cluster of which the Single stars were surrounded by large
gaseous envelopes, if removed to a very great distance, would
give a linear spectrum. In this case the preponderating hght
would be derived from the envelopes and not from the stellar
masses, as the light from the latter would be diminished in
the Proportion of the inverse square of tlie distance, while
the area of the envelope throwing light on the slit would be
increased in the same proporlion that the light received from
each part is diminished, It appears to the undersigned that
the extreme faintness of the continuous spectrum of many
bright resolvable nebulae, also the minute star-like planetary
nebulae found by Pickering, and the „change of a star into
a planetar}' nebula", pointed out by Copeland in the case of
Nova Cygni in 1877, give considerable support to this view,
though it must be admitted that the regularly .shaped disc-iike
plunetary nebulae are probably composed of gas.

The next question ronsidered by the Author is. at what
distance the nebulae are, whether they are nearer to us 01

farther from us than the stars. As an example of a nebula
vhich is apparently farther from us than the stars around it
the Andromeda nebula is mentioned, and it is remarked how
the great number of sharply defined stars scattered over it
seem to indicate that the nebula is at a greater distance from
US than they are. It is also pointed out how micrometric raea-
sures of these stars from the Nucleus, if repeated aftei: the
lapse of some years, would furnish us whith materials for solving
the question whether the nebula has any relative motion or
not This is doubtless true, though the interval suggested
(ig to 20 years) is far too small. As an example of a nebula
probably nearer to us than the adjacent stars M. Tempel men-
tions the Merope nebula, which he thinks would be quite in-
visible if the numerous bright stars close to it w^ere nearer to
US. There does not however seem any reason why the nebula
sbould not belong to the Plejades and be physically connected
with the Star Merope, an idea which derives some support
from the number of stars with cometary tails or similar nebu-
ious appendages which we know are found in the heavens.
The Author naturally dwells at some length on the Merope
nebula and reminds the reader how it was first seen by him-
self at Venice on the 19*** October 1859, how the announ-
cement of it (A. N. 1290), though confirmed by observations
made at Altona and elsewhere with small instruments, was met
with much contradiction by observers with larger telescopes
which even led to the object being supposed to be variable.
When M. Tempel on bis appointment to the Arcetri Observa-
tory in 1875 succeeded in seeing the nebula with the two
large refractors there, he was led to the conclusion that it
was simply owing to the use of to high a power and the
consequent smallness of the field, that observers with large
telescopes hat hitherto failed in perceiving the diffused nebu-
losity. Adopting the Suggestion of using a very low po-
wer Lord Rosse and the undersigned even succeeded in
seeing it very distinctly with the six fopt reflector, and the
very rough outline sketch reproduced in the Birr Observations
agrees perfectiy with the drawing by M. Tempel published in
the Milan Observations Part V, of which we had no know-
ledge at the time. Since then the suspicion of variability has
ceased to be attached to this remarkable object; independent
and well agreeing drawings have been made by Mr. Maxwell
Hall and Mr. Pratt (Month. Not. XL — XLl) and though even
now remarks about its invisibility in particular instruments are
occasionally met with, this is beyond a doubt caused by the
eye-piece employed. Photography has also recently revealed

the existence of other nebulae of this kind, and we may per-
haps here call attention to the list of 52 very large difFusions
of nebulosity observed by Sir W. Herschel (Auwers' edition
p. 199) but totally neglected since bis time.*)

The Author next tums to the shape and appearance of
nebulae. Having first alluded to the Classification of Sir W. j

Herschel, which he wishes to see revived, he discusses at
length the remarkable discrepancies so frequently found be-
tween drawings of nebulae made by different observers, and
as an example he reproduces on Plate I six drawings of the
so-called „crab-nebula", M. i =h 357, by himself, J. Herschel,
d* Arrest, Lord Rosse, Secchi and Lassell, which certainly dis-
agree most wonderfully. The figure with Lord Rosse's name
attached is not the one made with the 3-foot reflector (Phil.
Trans. 1844) and copied in a more or less exaggerated form
in most populär books on astronomy, but a woodcut from
a drawing made with the six-foot in 1855 *^"^ which since
I\I. Tempel's memoir was written has been published by litho-
graphy in the Bin* Observations 1848—78. The writer of the
present review considers this as giving a good picture of the
nebula as it appears in the 6-foot and is glad to see that the
old „crab"like drawing has been passed over.**) M. Tempel
remarks that these and similar discrepancies cannot arise from
the different instruments, as J. Herschel, Lasseil and Lord
Rosse only used their large instruments when making drawings.
With this argument the undersigned cannot agree. In the first
instance Sir John Herschel never used an aperture larger than
eighteen inches and bis Sketches were nearly always (except
in the case of objects like the Orion nebula) made hastily
during his sweeps, and they should therefore be left out of
consideration. Secondly there is a considerable difference be-
tween the apertures of four and six feet, and thirdly there is
a circumstance which observers with refractors are apt to
overlook, viz. that the speculum in use this year is a totally
different instrument from that used last year, particularly if
mounted in the open air and in the British Isles, where rapid
changes of temperature frequently cause the reflecting surface

♦) A very large, elongated nebulosity close north of the globular düster
M. 2 (G. C. 4678) was pointed out by Mr. Baxendell in 1880 (^^. N. XLI
p. 48 . I have seen it without difficulty with the Armagh refractor. An-
other still larger one is north foUowing IV. 3 (G. C. 1425), first scen at
Birr Castle in 1850 and reobserved by Mr. Swift (A. N. 2683).

**) It is extremely curious that the long arms of the „crab" also
appear on Secchi*s drawing. We heartily agree with M. TempePs State-
ment (p. 12), that Secchi's drawings challenge criticism more than any
others.

to be injured by dew. And even though the speculum may
be repolished at intervals, this process is in the case of very
large mirrors so extremely delicate that nobody who has not
actual experience of it can conceive the difficulty of producing
a polish which comes near to what should be theoretically
expected. The drawings made with different specula of the
same aperture (or with the same speculum at different times)
may therefore represent instruments of very different space
.penetrating power. The late Earl of Rosse, who had devoted
a lifetime to the improvement of refiecting telescopes, had
attained a wonderful degree of perfection in this matter, and
it is quite within the rauge of possibility that some of the
details in the drawings made at Birr Castle during the first
few years of the existence of the 6-foot, and not subsequently
con&med, owe their origin, not to a tendency to exaggerate,
but to the astounding patience, perseverance and success of the
maker of the instrument in polishing his specula.

However this may be, M. Tempel is right in attributing
the greater part of the discrepancies to the observers them-
selves. The ündersigned would particularly lay stress on the
difficulty of representing in a drawing the proper contrast be-
tween what is quite conspicuous and what is faint and hard
to see (the latter being generally made far too bright) and the
equally great difficulty of making a lithographer or engraver
faithfully reproduce the various gradations of light ' even if well
indicated in the original drawing. This circumstance, joined
to the instrumental differences and the very different amount
of time and care spent on the drawings by the various ob-
servers, are amply sufficient to explain the difference between
their drawings. With regard to the two drawings of the Orion
nebaia, made by Sir John Herschel at Slough and at the Cape,
about which M. Tempel remarks that the same instrument was
employed, it may be of interest to read the foUowing quotation
from the Cape Observadons (pp. 26 and 31): ,,The figure of
1825 was executed without the aid of micrometric measure-
ments . . . nor had I at that time the same command of polish

and figure which subsequent practice has conferred

Comparing only my own drawings made at epochs differing by
liiineen years, the disagreements, though confessedly great, are
not more so than 1 am disposed to attribute to inexperience
in such delineations (which are really difficult) at an early
period, to the far greater care, pains and time bestowed upon
the later drawings, and above all to the advantage of local
Situation*) and the very great superiority in respect both of

♦) The altitude of the object at Slough is 33', at Feldhausen 6i'.

light and defining power in the telescope at tlie latter over
what it possessed at the fonner epoch, the reasons of which
I have already mentioned."*)

The next paragraph deals with the question: are the ne-
bulae variable? The Author remarks very justly that in order
to See how difficuit it is to answer this question, it is sufficient
to look over d' Arrestes work and notice how the descriptions
of the same object differ from night to night, which proves
the immense influenae of the State of our atmosphere on the
appearance of nebulae. In view of the rash assertions as to
variability in the appearance of the nebula in Andromeda which
have been made during the autumn of 1886, it is pleasant to
see M. Tempel express himself with the same caution which
has always characterized experienced observers of nebulae.

The Author finally gives an account of his own observations
of nebulae and the instruments employed. As most of the
details have already been given in the Astr. Nachr. No. 2138
— 39 , a very short resum6 will suffice here. The principal
instruments of the Arcetri Observatory are two refractors by
Amici, one (called Amici 1) of 283 mm aperture and 5.37 m
focal length, equatoreally mounted under the large dorne, the
other (Amici 11) of 238 mm aperture and 3.18 m focal length,
roughly mounted on a portable stand. The dorne and the
mounting of I have been so badly designed that objects in
altitudes less than 20° cannot been observed. There are
neither divided circles nor clamps nor clockwork to the in-
strument, so that it can only be moved by band. This is not
difficuit to do ncar the equator, but the want of clamps makes
observations with the ring micrometer troublesome, Amici II
seems to have been very little used, as the mounting is very
rough and a slight wind is sufficient to set it in motion on
the sloping terrace where alone it can be used. The eye-
pieces employed give on Amici I powers of 113 and 190
with fields of 20' and I2.'5. The want of setting circles and
clockwork of course makes it difficuit and inconvenient to find
faint nebulae, and a great deal of time has been lost in going
down the step-ladder to consult maps or in going outside on
the terrace to find out by means of the comet-seeker in what
constellation a nebula was situated.

♦) M. Tempel mentions (p. 17 — 18) that it is difficuit to compare
Herschel's drawings with others, owing to their being reversed left and
right, and tliat tliis should have been corrected as done by Lassell and
Lord Rosse. But the two latter observers always used Newtonian tele-
scopes which show the objects as they are seen in a Refractor (Lord Rosse
[ * has only on a very few occasions employed ,, front view" experimentally).

Notwithstanding all these difficulties M. Tempel has by great
perseverance collected a considerable number of observations
of nebulae, which if put together in a voIume would compare
favourably with the most interesting works on nebulae yet
pnblished. Many of bis results have appeared in a series ot
notes in the Astronomische Nachrichten (Nos. 2138 — 39, 2212,
2253, 2284, 2347, 2349, 2439, 251 1, 2522, 2527, 2660, 2691),
from which it may be seen that a great number of nebulae
not observed elsewhere since W. HerscheFs time have been
examined and their places corrected, many new objects found
and their places micrometrically determined, and in all cases
careful notes made as to the number of nebulae, new and old,
which have been seen about any particular locaiity. But above
all M. Tempel has devoted bis attention to the making of ac-
curate drawings of more interesting nebulae, a pursuit for which
bis well known artistic skill and experience makes him parti-
cularly fitted, wliile he has also the advantage of a very pure
sky and an instrument of sufficient aperture and excellent de-
fining power. The drawings are made on a uniform scale,
one minute of arc being = 4 mm (only in 'a few cases was
it found necessary to adopt a larger scale) and the principal
Stars or nebular companions are measured with a ring micro-
meter. In addition to the above mentioned lithograph of M. i ,
the present memoir contains a Photographie reproduction of a
drawing of the nebula of Orion, on half the scale of the ori-
ginal and extending 1° 15' in RA. and 2° 5' in Decl. Notwith-
standing the small scale (the plate is 148 mm by 245 mm)
the central parts are very clearly shown, but the principal
interest is attached to the outlying parts of the nebula, parti-
cularly as the drawing extends much further north than Lord
Rosse's drawing does and includes the extensive nebulosities
around c Orionis, which have been more neglected by ob-
servers than the regions to the south of -O". Having examined
several specimens of the drawings made at Arcetri, through
the kindness of M. Tempel, the undersigned cannot refrain
from expressing the eamest hope, that some scientific society
may be induced to publish them, at the same time giving the
public more convenient access to the great amount of obser-
vations and remarks of various kinds, which are scattered
through tlie articles in the Astronomische Nachrichten, and of
which M. Tempel doubtless possesses many still unpublished.
A list of the drawings made up to JMay 1882 was given in
A. N. 2439; ^^ ^^^ 6^^ öf the present memoir there is a list,
evidently of later date, comprising 186 nebulae or groups of
such.

Viezteljalirsschr. d. Astronom. Gesellschaft, aa. 5

In his conclnding remarks the Anthor regrets that so Utüe
attention has been paid to nebulae during the last ten or
twenty years, and he suggests that a plan of Cooperation ana-
logous to that of zone-observations should be adopted for the
revisioQ of the world of nebulae. Though it may be doubt-
ful whether it would be easy to unite a number of observers in
an imdertaking of this kind, it is very desirable indeed, that
a few of the refractors of from 1 5 to 18 inches aperture erec-
ted during late years should be devoted, not to hunt for those
most uninteresting „eeF, vS, R" nebulae {as to which no-
body doubts that they are next to innumerable) , but to a
systematic examination and, whenever possible, micrometnc
obsetvations of all the known nebulae not accurately observed
of late. Much haa been done in this direction by d'Arrest,
Schönfeld, Schultz and others, but a very great deal will have
to be done yet, before our knowledge of nebulae can be Said
to be on a par with the results acquired in the other bran-
ches of sidereal astronoray.

J. L. E. Dreyer.

Carteggio inedito di Ticone Brahe, Giovaniü Keplero e di

allri celebri astronomi e malemaöci dei secoli XVI, e XVII. con
Giovanni Antonio Magioi tratlo dall' Archivio Malvezzi de' Medici in
Bologna pubblicalo ed illustrato da Antonio Favaro. Bologna 18S6.
XV, 512 S. 8°.

Der Mann, welcher zur Entstehung des vorliegenden statt-
lichen Bandes die Veranlassung gegeben hat, gehört nicht zu
den grossen Korjphäen, durch welche gegen den Ausgang
des sechzehnten Jahrhunderts hin die exacte Naturwissenschaft
in ganz neue Bahnen geleitet wurde. Magini, dessen Portrait
energische Züge zeigt und eine selbstbewusste Persönlichkeit
erkennen lässt, war mehr ein Repräsentant der Wissenschaft
nach aussen, ein Vermittler für den gelehrten Verkehr, und
ebendadurch Inhaber einer höchst einflussreichen Stellung,
deren Vortheile er wohl zu schätzen und auszubeuten verstand.
Gerade hierin liegt auch seine hohe Bedeutung für die Ge-
schichte zumal der Astronomie; infolge des ausgebreiteten Brief-
wechsels, welchen er mit den ersten Vertretern des Faches
unterhielt, halte er von allen geistigen Bewegungen der Zeit
genaue Kenntniss, und eben in dieser seiner Eigenschaft als
Mittelsmann gibt er uns weit mehr Gelegenheit, ein Biid von
der Eigenart jener Tage uns zu erwerben, als mancher weit
höher stehende , aber aus dem Dunkel setner Studierstube
weniger hervortretende Denker von originalem Gepräge. Pro-

fessor Favaro in Padua» der seit langen Jahren mit anermüd-
lichem Eifer seiner Lebensaufgabe, der Galilei-Forschung, sich
widmet, hat von jeher neben diesem seinem Helden auch allen
jenen Personen sein Augenmerk zugewendet, welche in dem
Leben Galilei's eine wie immer geartete Rolle spielten, und
so konnte es nicht fehlen, dass auch Magini eingehenderer
Beachtung gewürdigt wurde. Ein gunstiger Zufall lieh Herrn
Favaro bei diesen seinen Untersuchungen willkommenste För-
derung. Graf Nerio Malvezzi in Bologna nämlich, einer jener
hochgebildeten und für die wissenschaftliche Forschung be-
geisterten Aristokraten, welche man in keinem andern Lande
so häufig als in Italien findet, entdeckte in seinem eigenen
Famiiienarchiv einen grossen Theil von Magini's Originalcorre-
spondenz, von der nicht wenige Stücke allerdings bereits zu
Lebzeiten des Briefstellers der Oeffentlichkeit übergeben wor-
den waren. Immerhin war noch genug völlig Unbekanntes vor-
handen, um den Herausgeber zur Veranstaltung der Gesammt-
ausgabe zu berechtigen, mit welcher wir es hier zu thun haben.
Doch hat es dabei sein Bewenden nicht gehabt. Wer Favaro's
Art zu arbeiten kennt, der weiss, dass derselbe auf die Her-
stellung lichtvoller und geschlossener historischer Zeitgemälde
ein besonderes Gewicht zu legen pflegt, und so hat der-
selbe denn auch zu den Briefen Malvezzi's noch eine Reihe
bisher nicht publicirter Schriftstücke hinzugefügt, welche ihm
insbesondere die unerschöpflichen Florentiner Sammlungen und
das Archivio Gonzaga in Mantua geliefert hatten. Vor allem
aber hat sich der Herausgeber dadurch ein grosses Verdienst
erworben, dass er dem bibliographischen Haupttheil eine nicht
weniger denn 184 Seiten umfassende Einleitung über Leben
und Wirken des Bologneser Astronomen vorangestellt hat.
Eine solche Darstellung ward bisher vermisst und muss des-
halb als eine dankenswerthe Ausfüllung einer Lücke in unserem
geschichtlichen Wissen anerkannt werden. Man werfe nicht
ein, es sei Magini, der ja unsem obigen Angaben zufolge
eine autoritative Stellung in der Wissenschaft nicht beanspruchen
durfte, keiner so gründlichen Monographie bedürftig oder wür-
dig gewesen: so, wie wir ihn oben charakterisirten, erscheint
er eben im Lichte der die Dinge vielfach ganz anders beur-
theilenden Gegenwart, aber seine Zeitgenossen hielten die gröss-
ten Stücke auf ihn, und wenn man sich pflichtgemäss auf den
Standpunkt dieser Zeitgenossen stellt, so kann man auch nicht
umhin, denselben bis zu einem gewissen Grade recht zu geben.
Jedenfalls muss das Unheil über Magini unter dem rein wissen-
schaftlichen Gesichtspunkte günstiger ausfallen , als unter dem
moralischen.

Aus einer paduanischen Familie stammend, ward Magini
wahrscheinlich am 14. Juni 1555 geboren. Es wird berichtet,
dass er an der heimathlichen Universität gehört und sich in der
Astronomie des Unterrichts des bekannten Barozzi zu erfreuen
gehabt habe , allein da trotz Favaro's eifriger Nachforschung
die Universitätsakten Padua's den Namen dieses Studierenden
niemals bemerken lassen, so ist jene Nachricht wohl als hin-
fällig zu betrachten. Wahrscheinlich studierte Magini in Bo-
logna, zu w^elcher Hochschule er schon frühzeitig in eine viel
engere Beziehung trat. Als nämlich 1588 eine Concurrenz zur
Besetzung der „nachmittägigen" Professur der Mathematik aus-
geschrieben wurde, war auch Magini unter den Bewerbern und
errang den Preis, den ihm kein geringerer als Galilei selbst
streitig machen wollte. Objectiv betrachtet, war der Senat mit
seiner Entscheidung im Rechte, denn Magini konnte schon auf
einige litterarische Thätigkeit sich berufen, während sein um
neun Jahre jüngerer Concurrent erst am Eingang seiner Ruh-
meslaufbahn stand und sich erst in engerem Kreise den Ruf
eines hochbegabten Jünglings erworben hatte. Als Professor
hatte ersterer den Euklid, den Ptolemaeus, den Sacrobosco und
die Theorik der Planeten zu erklären, für welch letztere da-
mals der kleine Lehrbegriff von Peurbach, in welchem eine
Verschmelzung der Epicykelnlehre mit den altgriechischen ho-
mocentrischen Sphären anzubahnen gesucht wird, als das maass-
gebende Vorlesebuch galt. Einige mal bekam Magini Urlaub
von der Universitätsbehörde, um die Söhne des Herzogs von
Mantua in den mathematischen Wissenschaften zu unterrichten;
auf diese vornehme Nebenbeschäftigung scheint er grosses Ge-
wicht gelegt zu haben, denn in dem Briefe, in welchem er
auf Kepler*s Einladung nach Prag eine ablehnende Antwort er-
theilt, spielt neben seinem Abscheu gegen das deutsche Bier
und gegen die Beschwerden der Reise auch das Schmerzge-
gefühl eine Rolle, welches ihm durch den Abbruch seiner Ver-
bindungen mit dem Mantuaner Hofe bereitet werden würde.
Magini erreichte kein sehr hohes Alter; er schied aus dem
Leben am 11. F^ebruar 161 7 und wurde in der Dominicaner-
kirche zu Bologna beigesetzt. Sein Geschlecht ist bald nach
ihm erloschen.

Die „wissenschaftliche" Astrologie hat in Magini einen ihrer
letzten bedeutenden Vertreter gehabt. Man darf ihn wegen
seiner Hinneigung zu dieser Afterwissenschaft kaum tadeln,
denn dieselbe behauptete eben damals noch einen Ehrenplatz
im Systeme der mathematischen Disciplinen, nur ganz besonders
erleuchtete Geister wussten sich ihrem berückenden Einfluss
zu entziehen, und zudem war das Stellen des Horoskops für

die Mathematiker der Universität Bologna kurz vorher noch
geradezu eine obligatorische Beschäftigung gewesen, deren im
„Rotolo" (Lectionscatälog) stets an der nämlichen Stelle gedacht
wird. Für Magini bedeutete sogar „Astrologie" unser gesammtes
Wissen von den Sternen: er theilte dieselbe ein in eine „teo-
rica e speculatrice", welcher er die specielle Bezeichnung „Astro-
nomie" beilegte, und in eine „pratica ed operatrice", Stemdeu-
terei im engem Sinne. Letztere zerfiel dann wieder in vier
gesonderte Bestandtheile, je nachdem sie sich mit den grossen
Weltproblemen oder mit den Bewegungen der Luft (Astrome-
teorologie) oder mit der Prognose des menschlichen Lebens
(ars genethlialogica) oder endlich mit den „Principii delle cose"
zu beschäftigen hatte. Unter den Werken, durch welche Magini
dieser Art von Studien zu nützen trachtete, sind seine Ephe-
meriden und die „Tabulae primi mobilis, quas directionum
vulgo dicunt" besonders hervorzuheben. Als Astronom konnte
in jenen Jahren niemand auf eine öffentliche Anstellung in
Italien hoffen, wenn er nicht am ptolemaeischen System fest-
hielt; dass dies auch Magini that, kann denn auch in keiner
Weise auffallen, aber wohl ist es bemerkenswerth, dass er so-
wohl in seinen Büchern wie auch in seinen Briefen (S. 68 und
S. 247 unserer Vorlage) mit hoher Achtung von Coppemicus
spricht und offen zugibt, dass dessen Weltordnung die Phä-
nomene vortrefflich erkläre, wenn .es ihr freilich auch an der
erforderlichen inneren Wahrscheinlichkeit gebreche.

In trigonometrischen Rechnungen zeigt sich Magini gut be-
schlagen; er kennt die Formeln der „Prosthaphaeresis", z. B.

sin « sin /5 = i (cos (a — j3) — cos (a + ß)\

er weiss mit Tangenten und Secanten Bescheid und auch die
Verwendung des Polardreiecks in der sphärischen Trigonome-
trie ist ihm geläufig. Dass er Domenico Novara's Hypothese
von einer aufTallenden Vergrösserung der Polhöhen durch
eigene Beobachtungen bekräftigen zu können glaubte, mag bei-
läufig angemerkt werden. Eine schlimme Stellung nahm Magini
dagegen den grpssen Neuerungen Galilei's gegenüber ein, und
eben das vierte Capitel des Favaro'schen Werkes, in welchem
das persönliche Verhältniss der beiden Männer in Betracht ge-
zogen wird, liefert uns nur allzu reichliches Material für die
ungünstige Charakteristik, welche wir weiter oben von dem
sittlichen Verhalten des Magini geben mussten. Es scheint
sich schon damals bei der Bewerbung um die Bologneser
Lehrkanzel bei dem glücklichen Sieger eine Erbitterung fest-
gesetzt zu haben, die bei dem Unterlegenen wohl eher ver-
ständlich gewesen wäre, und nachher mag der gelehrte Neid,

welchem Galilei's ungeheure Erfolge an der Machbaniniversität
Padua täglich neue Nahrung verleihen mussten, das übrige ge-
than haben. Jedenfalls kam aber die Abneigung gegen Ga-
lilei und dessen vortrefflichen Freund Sagredo nicht offen zum
Ausdruck, sondern machte sich nur in Winkelzügen und heim-
tückisclien Stichen Luft. Dafür ist in erster Linie der Brief-
wechsel Zeuge, welchen Magini mit Tycho's unliebens würdigem
Schwiegersohne Tengnagel führte, denn auch dieser letztere
fühlte gegen den grossen Galilei einen nur allenfalls aus seinem
eigenen Pygmäenthum erklärbaren Hass. Auch die Nieder-
trächtigkeiten des Böhmen Horky erregten Magini's stille Freude
und durften bei ihm auf wohlwollende Unterstützung rechnen.
Zuerst verhielt sich dieser gegen Galilei's Entdeckungen mit
dem Femrohr skeptisch, höchst kühl legte er {S. 343 unseres
Werkes) seinem Correspondenten Kepler die Frage vor, was
er denn „de 4 Galilei novis planetis" halte, und muss dafür
(a. a. O. S. 345) die feine Antwort hinnehmen: „Petis meam de
Galilei nuncio sententiam, Accipe et ignosce. Copernicani
Eumus uterque; similis simili gaudet." Als dann aber die Ju-
pitertrabanten allen hämischen Zweiflern zum Trotz in den an-
erkannten Besitz der Wissenschaft übergegangen waren, da
hätte Magini gern im Bunde mit einem gewissen Sizzi das
Verdienst für sich eingeheimst, zuerst die Umlaufszeiten jener
Monde richtig ermittelt zu , haben. Galilei geht dagegen aus
dieser unerquicklichen Episode rein hervor; sein unbefangener
Sinn scheint der gegen ihn gespielten Intriguen niemals so
recht inne geworden zu sein. — Mit mehr Vergnügen berichten
wir von Magini's Leistungen auf dem geographischen Gebiete;
er verfasste einen guten Commentar zum Ptolemaeus, in welchem
er insbesondere auch auf die Kartenprojection näher einging,
er berichtigte mit Glück eine Anzahl itahenischer Orlspositionen
und unterstützte den berühmten Ortelius bei dessen kartogra-
phischen Bestrebungen. Sein geplanter Italienischer Atlas im
grössten Stile ist allerdings, eben weil die Aufgabe eine zu
gewaltige war, nur bruchstückweise an die Oeffentlichkeit ge-
treten. — Von physikalischen Dingen zog den Magini haupt-
sächlich die Optik an, wie er denn 1611 ein Werkchen über
sphärische Hohlspiegel zu Bologna drucken liess; ein von ihm
angefertigter Brennspiegel ward dem Kaiser Rudolf IL über-
reicht, allein obwohl die Anregung hierzu von dem Empfänger
selbst ausgegangen war, so machte sich doch die berüchtigte
Ocldnoth des Prager Hofes auch diesmal in einer für den
Geber höchst unangenehmen Weise fühlbar, und nicht einmal
die VermilteJurg des mächtigen Fugger vermochte eine ganz
günstige Lösung herbeizufübreo. — Als Geodät besass Magini

ein nicht ungerechtfertigtes Ansehen, das ihm sowohl seine
Schriften „De planis triangulis'' und ,,De dimetiendi Tatione'%
als auch die von ihm angegebenen Messwerkzeuge verschafft
hatten. Sein chiromantisches Lehrbuch „Metoposcopia** ist un-
gedruckt geblieben, gewiss zum Bedauern vieler Zeitgenossen,
die von der Exactheit dieser Art vod Punktirkunst ziemlich
hohe Begriffe hatten.

Was nun den Briefwechsel selbst anlangt, so leuchtet ein,
dass wir denselben an dieser Stelle nicht in seine Einzelheiten
verfolgen können, dass wir uns vielmehr an einigen Andeu-
tungen genügen lassen müssen. Unter Magini's Corresponden-
ten finden sich Leute, die sonst nicht weiter hervortreten, es
sind aber darunter auch Männer von hoher geschichtlicher
Bedentang. Unter diesen Trägern gewichtigerer Namen seien
genannt der Vläme Adrian van Roomen, aus der Geschichte
der Winkeltheilung wohl bekannt, der Däne Finck, Verfasser
einer geschätzten „Geometria Rotundi", die deutschen Jesuiten
Garius und Scheiner, und vor allem die beiden kaiserlichen
Hofmathematiker Tycho Brahe und Johann Kepler. Dass bei
der Leetüre dieser Briefe manch wichtige Bemerkung für die
Geschichte der exacten Wissenschaften abfallt, bedarf keiner
besonderen Versicherung.*) So nimmt Tycho u. a. lebhaft An-
theil an Magini's Bemühungen um genaue geographische Orts-

*) Für die Geschichte der reinen Mathematik sind zwei Briefe von
Interesse, auf welche hier anhangsweise etwas eingegangen sein möge.
Muzio Oddi verlangt (II. August l6lo) von Magini die Lösung einer Auf-
gabe, die nicht lösbar ist, und da ist es eben merkwürdig, zu sehen, dass
noch zu jener Zeit, die doch bereits über eine ganz ausgebildete Algebra
verfugte, selbst sachkundige Männer nicht zu erkennen vermochten, ob ein
Problem für Lineal und Zirkel zugänglich sei oder nicht. Die Fassung ist,
modern gesprochen, folgende. Ueber einer Strecke AC= a ist ein Kreis-
bogen beschrieben , der den Winkel a fasst , AD = n ist nach der ent-
gegengesetzten Seite senkrecht zu AC aufgetragen. Nun soll in AC ein
Pimkt £ so gefunden werden , dass wenn £D und dann senkrecht auf AC
bis zur Kreisperipherie £ß gezogen werden, das Verhältniss £D : £B einen
gegebenen Werth Q erhalte. Setzt man A£ = Xj EB=^y, so ist

^i?» = »* + **,
ferner ist

arctg |-arctg =a; tga"= -^ — = — = f ■

y y
Hieraus ergibt sich, weil n^ '\- x^ -= Q"^ y^ ist, unmittelbar eine biqua-
dratische Gleichung für x, wovon also Oddi keine Ahnung gehabt zu haben
Kheint — Dagegen erweist sich Francesco Stelluti als ein geschickter Geo-
meter, indem er {18. Februar 16 li) die verblüffende Kreisquadratur Porta's
durch sogenannte Möndchen mittelst directer Ausrechnung der in Frage
kommenden Flächenräume in Zahlen als unhaltbar nachweist.

bestimmuQg; in einem Schreiben vom 24. Januar 1601, welches
sein eigener, im Gefolge des persischen Gesandten Sir Robert
Sherley befindlicher Sohn dem fernen Freunde lu überbringen
hatte, weist er diesen auf die grosse Bedeutung der Mond-
finstemisse für die Auffindung von Meridiandifferenzen hin.
Kepler's Briefe sind bekanntlich schon früher gedruckt worden
und haben deshalb auch nur im Anhang einen Platz ange-
wiesen erhalten, doch verlohnt es wohl, derselben auch hier
zu erwähnen. Der Brief von 1601 entwickelt in grossen Zügen
bereits die Grundgedanken, welche in der ,,Astronomia nova"
eine so ausgezeichnete Formulirung erhalten haben; ganz so,
wie er es an diesem Orte skizKirt, ist der grosse Astronom
wirklich bei seiner Bestimmung der wahren Planetenbahn zu
Werke gegangen. Selbstverständlich war aber mit Magini in
der Angelegenheit nichts zu machen; er wunderte sich im Ge-
gentheil (S. 329 der Vorlage), wie auch die besten Geister mit-
unter vom richtigen Pfade abirren könnten. Aus einem Briefe
Finck's vom 5. August 1593 wären die detaillirten Ausführungen
über die Construction astronomischer Tafeln hervorzuheben,

Prof, Favaro hat der Briefsammlung noch femer beigegeben
das Testament Magini's, welches in lateinischer Sprache nieder-
geschrieben ist, eine sehr genaue Bibliographie der Magini'-
schen Werke, welche auch verschiedene holländische Bearbei-
tungen der astrologischen Schriften aufweist, und endlich ein
den Gebrauch der Briefe erst eigentlich ermöglichendes Na-
menregister. Durch all dies hat er uns wieder mit einer jener
historischen Musterleistungen erfreut, deren wir wohl noch manche
andere aus seiner allezeit regen Feder hervorgehen zu sehen
hoffen dürfen.

Dr. S. Günther.

VierteljahrEschrift der As trono mischen Gesellschaft, 21. Jahrga.ng, Heft I

!, Druck der ti. Briun'Kh« HaCbucbdruckon

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Einladung

zur Astronomen- Versammlung in Kiel.

Der Vorstand der Astronomischen Gesellschaft beehrt sich
die Herren Mitglieder zu der statutenmässigen Versammlung,
welche nach Besc^Iuss der letzten Versammlung im laufenden
Jahre in Kiel stattfinden soll, einzuladen. Die Versammlung
ist, wie bereits sogleich nach erfolgter Festsetzung durch die
Astronomischen Nachrichten bekannt gemacht ist, auf die Tage

Montag den 29. bis Mittwoch den 31. August

anberaumt.

Die Sitzungen werden Montag, 10 Uhr Vormittags, im Uni-
versitäts -Gebäude eröffnet werden; nähere Mittheilungen kön-
nen daselbst oder auf der Sternwarte bereits Tags zuvor ent-
gegengenommen werden.

Anträge oder Mittheilungen, welche die Herren Mitglieder
auf der Versammlung an die Gesellschaft zu richten beab-
sichtigen, sind nach § 27 der Statuten vorher bei dem Vor-
stande einzureichen. Derselbe bittet derartige Anträge oder
Mittheilungen wo möglich bis zum 27. August, in den letzten
Tagen vor diesem Termin unter der Adresse der Kieler Stern-
warte, bei einem Vorstandsmitgliede anzumelden.

Zugleich wird dringend ersucht, von wissenschaftlichen Vor-
trägen oder Berichten druckfertige Manuscripte sogleich im
Laufe der Versammlung den Schriftführern einzureichen.
Spätestens müssen solche Manuscripte bis zum 15. September
eingehen, wenn ihre Berücksichtigung für den mit möglichster
Beschleunigung auszugebenden Bericht über die Versammlung
gesichert werden soll.

Berlin, Bonn, München, 1887 Juni 13.

Der Vorsitzende: A. Au wer s.
Die Schriftführer: E. Schönfeld.

H. Seeliger.

Vierteljahraschr. d. Astronom. Gosolkcbaft. aa.

Zur Mitgliedschaft der Astronomischen Gesellschaft haben
sich gemeldet und sind nach § 7 der Statuten durch den Vor-
stand vorläufig aufgenommen die .Herren

Dr. K. Bohlin, Assistent der Sternwarte in Stockholm,
C. V. L. Charlier, Assistent der Sternwarte in Upsala,
Dr. C. Stechert, Assistent der Seewarte in Hamburg.

Dem Berichte über die bevorstehende Versammlung zu Kiel
soll wie gewöhnlich als Anlage ein neues Mitgliederverzeichniss
beigegeben werden. Die Herren Mitglieder werden wiederholt
ersucht, alle ihnen bekannten Unrichtigkeiten des neuesten Ver-
zeichnisses vom Jahre 1885, insbesondere die sie betreffenden
Aenderungen in den angegebenen Adressen, baldigst, soweit dies
nicht schon geschehen ist, der Redaction, oder auch einem an-
dern Mitgliede des Vorstandes mitzutheilen.

Jahresberichte der Sternwarten für i886.

Basel.

Die astronomische Anstalt im Bemoullianum diente im
Jahre 1886, wie früher, vorwiegend Unterrichts- und Demon-
strationszwecken im Anschlüsse an die Universitätsvorlesungen
des Assistenten und dessen Unterricht an den oberen Gymnasial-
klassen. Eine Discussion der zur Zeitbestimmung am Meridian-
kreis beobachteten Stemdurchgänge ergab trotz der hohen
Lage des Instrumentes (im zweiten Stockwerk des Bemoullianums)
eine sehr befriedigende Stabilität der Pfeiler, sowie, dass die
Beobachtungsfehler völlig innerhalb der durch die Albrecht'sche
Formel (Albrecht, Formeln und Hälfstafeln, S. 15) bestimmten
Grenzen liegen. Der tägliche Gang der Knoblich'schen Stem-
zeituhr variirte in den letzten drei Jahren zwischen + 0^03 und
+ o!70 als äussersten Grenzen, die mitüere tägliche Gang-
änderung betragt ± o!io.

Mit der astronomischen Anstalt ist eine meteorologische
Station verbunden, an welcher den Vorschriften des schweize-
rischen Netzes entsprechend dreimal täglich die üblichen Be-
obachtungen vorgenonmien werden. Die Geschäfte beider
Anstalten besorgt als Assistent Dr. Albert Riggenbach, Stern-
warte und meteorologische Station stehen unter der Direction
des Vorstehers der physikalischen Anstalt, Herrn Professors
Dr. £. Hagenbach-Bischoff.

(Im Auftrage des Directors von Herrn Dr. Riggenbach eingesandt.)

Berlin.

Die Personalverhältnisse sowie die Instrumente und sonstigen
Einrichtungen der Sternwarte haben innerhalb des Jahres 1886
keine nennenswerthen Veränderungen erfahren; dagegen haben
die Arbeitsbedingungen der Sternwarte in diesem Jahre durch
die Eröffnung einer grossen städtischen Markthalle an der Süd-
grenze unseres Grundstückes eine erhebUche Verschlechterung

in so fem erlitten, als — entgegen der vorherigen Vereinbarung,
durch welche es gelungen war, diese Nachbarschaft vergleichs-
weise erträglich zu gestalten — in der Hast der letzten Fertig-
stellung eine grosse Dampfanlage für elektrische Beleuchtung
der Markthalle hinzugefügt worden war. Das Entgegenkommen
der städtischen Behörden lässt indessen hoffen, dass den be-
züglichen Uebelständen , welche im Laufe des Jahres schon
einige Milderung erfahren haben, bald ein Ende gemacht
werden wird.

In der für die Aufstellung des akademischen Refractors be-
stimmten Kuppel hat sich während der ersteo Monate des
Jahres 1886 noch das Hamburger Heliometer befunden, über
dessen Verwendung der Bericht der Venus-Commission Näheres
angibt Mit der Wiederaufsteüung des achtfüssigen Refractors
üel alsdann der Beginn der vorerwähnten, anfangs besonders
empfindlichen Störungen zusammen, so daas die Beobachtungen
an diesem Instrument seitdem geruht haben.

Zu einem besonderen Zweck hat Prof. Auwers gegen Ende
des Jahres mit dem kleineren Meridian-Instrumente Experimente
über die Bestimmung des Sonnendurchmessers aus Durchgangs-
beobachtungen begonnen. In den beiden ungünstigen Monaten
November und December konnten nur erst 17 Culminationen
beobachtet werden.

Am grösseren Meridian-Instrumente, mit welchem nach wie
vor Herr Dr. Küstner arbeitet, sind während des Jahres 1886
ausgeführt worden:

2462 Durchgangs-Bestimmungen (davon 31 von Herrn Dr.
Knorre behufs Zeitbestimmung an vier Tagen)
und

2204 Declinations-Be Stimmungen,
und zwar dem Haupttheile nach im Verfölge des im vorigen
Berichte erwähnten, mit Anfang 1886 in Angriff genommenen
Arbeits-Planes, betreffend die Beobachtung der PulkowaerZusatz-
steme und der Argelander'schen Sterne mit merklicher Eigen-
bewegung im Anschlüsse an die Pulkowaer Hauptsteme. Die
Arbeit ist so angelegt, dass bezüglich der Zusatzsteme der
gewünschte Abschluss der Reihe mit 1890 bestirmnt erwartet
werden kann.

Ausserhalb dieses Programmes sind femer eine grössere Anzahl
Sterne von augenblicklichem Interesse, um deren Beobachtung
von anderer Seite gebeten worden war, bestimmt worden, nämlich
Sterne, benutzt bei Polhöhen-Bestimmungen, bei den Venus-
Expeditionen, und Vergleichsteme für Planeten und Cometen,
letztere iiauptsächlich gehörig zu Beobachtungen am hiesigen
RefracCor; dj© Positionen wurden ohne Verzug berechnet und

den Interessenten mitgetheilt Die so gewonnenen Sternörter
sind bereits mit den entsprechenden, im vorangegangenen Jahre
beobachteten zu einem Cataloge, bezogen auf das Aequinoctium
1885.0, vereinigt worden; derselbe enthält 671 Sterne mit
14 19 einzelnen Beobachtungen und wird demnächst publicirt
werden.

Endlich ist noch die im vorigen Jahre angefangene Orts-
bestimmung der Sterngruppe, deren Bedeckung durch den Mond
während der totalen Verfinsterung am 4. October 1 884 beobachtet
worden ist, zu Ende ge fuhrt worden.

Diese Reihe hat wegen der besonderen Beschaffenheit des
Objectes und der Ungunst der Witterung in den letzten Monaten
des Jahres einen unverhältnissmässig grossen Aufwand an Arbeit
verursacht; es ist aber doch möglich gewesen, sie zu einem
befriedigenden Abschlüsse zu bringen. Die Resultate sind so-
fort abgeleitet und unter genauer Darlegung der einzelnen Be-
obachtungen in Nr. 2775 der Astronomischen Nachrichten ver-
öffentlicht worden.

Im Februar und März wurden eine Anzahl Stern-Durchgänge
beobachtet, um den Einfluss der Helligkeit der Sterne auf die
Auffassung der Antritte zu untersuchen. Zur Anwendung kamen
dabei die beiden mit II bez. lU bezeichneten Objectiv-Gitter.
Das erste ist einfach und bewirkt eine Abschwächung der Sterne
um 2.5 Grössenklassen , das letztere ist ein Doppelgitter und
schwächt .um 4.9 Grössenklassen ab. Es wurden immer je
10 Fäden mit freier Oeffnung und mit vorgesetztem Gitter
registrirt und für die Differenz der Antrittszeiten im Sinne hell —
schwach gefunden bei Gitter II: +0^005 ±0^003 (25 Sterne,
3 Abende), bei Gitter III : — o!o 1 6 ± 0^003 (3 1 Sterne, 3 Abende).
Aus den letzten Beobachtungen würde sich ergeben, dass
Herr Dr. Küstner die Antritte der lichtschwäcJieren Sterne etwas
später auifasst als die der helleren, mit dem Betrage von o!oo3
pro Grössenklasse.

Weiter hat sich gezeigt, dass dieser Betrag unabhängig ist
von der absoluten Helligkeit der beobachteten Sterne, dass er
jedoch wächst mit der Verschlechterung der Bild-Beschaffenheit
und, was dasselbe besagt, mit der Annäherung an den Horizont.
Um genaue Resultate in dieser Hinsicht zu erhalten, muss
diese Untersuchung noch in erheblich grösserem Umfange an-
gestellt werden. Vorläufig genügt es, zu constatiren, dass die
Aenderung der beobachteten Antrittszeit mit der Helligkeit nur
eine sehr geringe ist.

Im Herbste ist eine neue Bestimmung der Biegung des
grossen Meridiankreises im Horizonte ausgeführt worden, und
iwar mittelst auf einander gerichteter Collimatoren, welche

Methode bei den höchst günstigen Verhältnissen derTemperatnr-

Vertheiiung im hiesigen Meridian-Saale, die jede Ableokung
der Lichtstrahlen von ihrem geradlinigen Wege ausschliessen,
gewiss die vortheilhafteste ist.

Die Collimatoren sind allerdings sehr schwach (OefFnung
53 mm, Brennweite 0.86 m), haben aber vorzügliche Objective,
derart, dass mitVortheil ein neu von Herrn Bamberg geUefertes
Ocular von ungefähr '/, Zoll Aequivalent- Brennweite bei den
Einstellungen des Süd-Collimatora auf den Nord-CoUimator be-
nutzt werden konnte. Das früher augewandte war nur halb
so stark und die Schärfe der Pointiningen zu gering für die
hier zu ermittelnden kleinen Quantitäten.

Die Einstellungen sowohl der Collimatoren auf einander als
des Meridiankreises auf die ersteren geschahen immer paar-
weise direct und mit Benutzung eines umkehrenden Prismas.
Femer sind zwei unabhängige Messungsreihen ausgeführt worden,
die eine von Dr. Küstner und die andere von Heim Zwink, um
zu sehen, in welchem Maasse die erhaltenen Werthe von der
persönlichen AufTassung der Beobachter abhängen.

Beobachtet wurde an trüben, womöglich regnerischen Tagen
bei geschlossenen Klappen, und es war die Temperatur -Aus-
gleichung im Meridiansaale eine so vollkommene, dass zwei in
der Nähe der beiden Collimatoren aufgehängte Thermometer
fast stets innerhalb o?i übereinstimmten. Ueberraschend war
es zu sehen, dass die Bilder, wenn der Gehülfe seine Hand
für einige Secnnden in den Gang der Lichtstrahlen gehalten
hatte, sich merklich, wenn auch nur für kurze Zeit, gegen ein-
ander verschoben; absichtlich stärkere Erwärmung der Luft,
namentlich in der Nähe der Cubus-Oetfnungen des Meridian-
Femrohrs, hatte lang anhaltende Ablenkung der Strahlen um
mehrere Bogensecunden bei völlig deutlichen und scharfen
Bildern zur Folge, ein Beweis, wie vorsichtig man bei derartigen
Beobachtungen sein muss.

Folgendes sind die für die einfache Biegung im Horizonte
erhaltenen Werthe:

Beob. KOatner Beob. Zwink

Creis A. Kreis B. KnU A. Knäi B.

-f-o?ig -Hofos . -f-o?i5

-f-0.39 -1-0.24 +0.12

-+- 0.28 -f- 0,09 + 0.09

.08 + 0.26 + 0.20 +0.04

Klemme

29 West
Dec. 7 West

Mittel: -(- o"25 +o?28 -j-ori4 +0^10
± o!'o4 ± 0^04 ± o!'04
Das positive Vorzeichen bedeutet, dass das Objectiv-£nde

sich starker biegt Die Werthe für beide Kreise beruhen selbst-
verständlich auf besonderen, unabhängigen Einstellungen; sie
stimmen sehr nahe überein, so dass die Biegung der beiden
Kreise entweder gleich oder überhaupt verschwindend zu sein
scheint, wenigstens bei der jetzigen Stellung der Kreise auf der
Axe, Dagegen zeigt sich trotz der Reversion der Bilder mit
dem Prisma noch ein kleiner constanter Unterschied zwischen
den beiden Beobachtern.

Erwähnt sei, dass es bei den zwei Sternen Gr. 2391 und
Gr. 2917 gelegentlich ihrer Beobachtung am Meridiankreise ge-
langen isty schwache, bisher unbekannte Begleiter (s. A.N.
Nr. 2756) aufzufinden. Die Entdeckung geschah bei Abbiendung
des Objectivs auf 140 mm und beweist, da die Begleiter selbst
im Refractor von 244 mm Oeffnung nur bei guter Luft deutlich
sichtbar sind, dass der mittlere Theil des Objectivs des Meridian-
kreises ausgezeichnete Bilder liefert. Bei vollem Objective von
1 89 mm sind die Bilder weniger scharf, und namentlich ist die
Zunahme der Intensität nicht entsprechend der Zunahme der
Oefihung.

Für die Aufstellung des Meridiankreises sind beobachtet
worden: 176 Azimuthe von Polstemen, 359 Nivellirungen der
Axe und 35 Bestimmungen des Collimationsfehlers. Bei der
Reduction und bei der Ablesung des Kreises hat Herr Zwink
wesentliche Hülfe geleistet

Die Reduction der von Herrn Dr. Küstner am Universal-
Transit in den Jahren 1884 und 1885 zur Bestimmung der
Aberrations-Constante ausgeführten Messungsreihe ist im vorigen
Jahre beendet worden, und es werden die in mehrfacher Hin-
sicht nicht unwichtigen Resultate demnächst an geeigneter Stelle
pnblicirt werden.

Wie in früheren Jahren wurde femer von ihm die Berech-
nung der Planeten (190) Ismene und (205) Martha fortgesetzt;
von ersterem hat derselbe neue Elemente aus allen vorange-
gangenen beobachteten Oppositionen abgeleitet.

Am neunzölligen Refractor hat Herr Dr. Knorre im Jahre
1886 folgende Beobachtungen ausgeführt:
I. Mit dem Faden-Mikrometer

71 Orts-Bestimmungen von kleinen Planeten
29 » » > Cometen

5 j» » » Vergleichsternen

11. Mit dem Registrir-Mikrometer (Declinograph)

II 15 Rectascensions-Bestimmungen | ^^^ gternen
1603 DecUnations-Bestunmungen ) ^

bis zur 13, Grösse, unter denen 7 bekannte Pla-
neten vorkommen.

Ausserdem wnrden an diesen Sternen 484 Grössen-Schät-
zungen ausgeführt. ^.

Die vorstehenden Bestimmungen dieser 533 Sterne vertheilen l

sich auf 1 3 Nächte, innerhalb welcher die Summe der auf die-
selben verwendeten Zeit nicht mehr als 1 1 Stunden 40 Minuten
betragen hat. Die aus diesen Beobachtungen sich ergebenden
Sternörter sind sämmtlich berechnet und catalogisirt.

Auch die Beobachtungen mit dem Faden-Mikrometer sind
bis auf wenige, für welche die Vergleichsteme noch nicht oder
erst in allerneuester Zeit bestimmt werden konnten, vollständige
reducirt, so dass die Veröffentlichung sämmtlicher in den
Jahren 1884 — 86 angestellten Planeten- und Cometen-Beobach-
tungen nunmehr in kürzester Frist erfolgen wird.

Die Beobachtungen mit dem Registrir-Mikrometer sind theils
speciell zur Wiederauffindung von kleinen Planeten angestellt,
theils zum Zwecke systematischer Ortsbestimmung von licht-
schwachen Sternen, um die Lücken, welche die Aufnahme der
Ekliptikal-Zone noch übrig gelassen hat, auszufüllen; doch be-
schränken sich diese Ortsbestimmungen im Jahre 1886 auf das
von Herrn Dr. Knorre übernommene Stück der Ekliptikal-Zone,
welches zwischen 20^ 40™ und 2i**o" in einer Declination von
— 9° 50' bis — 15° 20' liegt.

Herr Dr. Knorre will künftighin die Beobachtung der kleinen.
Planeten auf das allemothwendigste Maass, nämlich im allge-
gemeinen auf die ersten 4 oder 5 Oppositionen der neu ent-
deckten Planeten, einschränken, und wird die dadurch erübrigte
Zeit für eine Erweiterung der Zonen-Beobachtungen mit dem
Registrir-Mikrometer ausnutzen. Namentlich beabsichtigt er,
diejenigen Himmelsgegenden in der Nähe der Ekliptik, welche
in die dichtesten Regionen der Milchstrasse fallen und noch
nicht genügend verzeichnet sind, aufzunehmen. Vor kurzem
hat er mit dieser Arbeit in der Gegend 6^ 40™ bis 7** o" in
0° o' Declination nach Norden aufsteigend begonnen und dabei
den Eindruck gehabt, dass sich die Arbeit mit dem Registrir-
Mikrometer bis zu den Sternen 13. Grösse gut bewältigen lässt.

Zu den Untersuchungen über die Genauigkeit dieser Zonen-
Beobachtungen (A.N. Nr. 2730) hat Herr Dr. Knorre einstweilen
nichts hinzuzufügen. Er behält sich jedoch vor, sobald ge-
nügendes Beobachtungs-Material vorhanden sein wird, die be-
züglichen Mittheilungen zu vervpllständigen.

Für eine schleunige, mit der grossen Leistungsfähigkeit
dieser Zonen - Beobachtungen einigermaassen gleichen Schritt
haltende Rcduction der bezüglichen Ortsbestimmungen von licht-
schwachen Sternen, einschliesslich der erforderlichen Controlen,
ist von Herrn Dr. Knorre durch eine sehr bequeme und sum-

mansche Einrichtung des ganzen Reductions -Verfahrens unter
voller Einhaltung der Genauigkeitsgrenzen, welche dabei gemäss
den Leistungen des Registrir- Mikrometers in Frage kommen,
Vorkehrung getroffen.

Herr Dr. Knorre ist, wie ich glaube, mit Recht der Ansicht,
dass Ortsbestimmungen dieser Art auch neben der grossen
Leistungsfähigkeit der Photographie für verwandte Zwecke auch
in Zukunft nach vielen Seiten hin bedeutenden Werth haben
werden.

Am kleinen Meridian-Instrument wurden im Jahre 1886 nur
die Oerter von 16 Sternen zwischen 2^ und 4 , deren Bedeckun-
gen durch den Mond hier früher beobachtet worden waren,
von Herrn Dr. Battermann bestimmt (A.N. 2750).

Das auf der Plattform der Sternwarte aufgestellte Aequa-
toreal-Stativ diente während der ersten drei Monate des Jahres
1 886 zur Montirung des Heliometers der Sternwarte, mit welchem
Distanzen in den Plejaden gemessen und ausserdem die Con-
junction des Saturn mit fi und tj Geminorum beobachtet wurden
(A.N. 2733). Während der letzten Monate des Jahres wurde
ein von Herrn Carl Bamberg hier hergestelltes 6'/ 2 zölliges Ob-
jectiv aus neuem Jenenser Glase zu Versuchszwecken auf dem-
selben Stative montirt.

Die Untersuchungen über Pfeiler -Bewegungen (A.N. 2545)
sind im Jahre 1 886 durch die Temperatur-Messungen an sieben
verschiedenen Stellen des grossen Meridian-Grundpfeilers weiter-
geführt worden. Diese Untersuchungen, welche sehr merk-
würdige Beziehungen zwischen dem Gange der Pfeiler-Tempera-
turen und den Azimuth -Veränderungen des Meridian-Instru-
mentes zu enthüllen scheinen, sind nunmehr dem Abschlüsse
nahe.

Bezüglich des Zeit-Dienstes der Sternwarte ist zu bemerken,
dass das im luftdichten Räume befindliche Pendel D (Tiede
Nr. 400) am 28. August 1886 ohne unmittelbar ersichtliche
äussere Ursache stehen geblieben ist.

Die Uhr ist nunmehr vom 15. Juli 1881 ab bis zu dem ge-
nannten Datum« also über fünf Jahre lang, ununterbrochen im
Gange gewesen, und ihr Verhalten war noch in den letzten
Tagen vor dem Stillstande ein vorzügliches.

Während des ganzen fünQährigen Zeitraumes ist der Ver-
schluss des Cylinders vollkommen dicht gewesen, derart, dass
die im vorigen Jahresberichte erwähnte langsame Abnahme des
Luftdruckes im Innern des Cylinders auch in diesem Jahre
noch weiter fortgeschritten ist. Nähere Mittheilungen über diese
G^ng- Periode bleiben einer besonderen Veröffentlichung des

Herrn Zwink vorbehalten, in welcher derselbe sämmtUche Ab-
lesnngen und Uhr^nge einer eingehenden Discussion unter-
zogen hat Die Uhr wurde gleich nach dem Stillstande von
Herrn Tiede abgenommen, wonach sich erkennen Hess, dass
an zwei Zapfen das Oel stark verschmutzt und braun geworden
und die Zapfen selbst angegriffen waren; hierin muss wohl die
Ursache des Stehenbleibens gesucht werden. Es wäre auch
schon eher eine Revision und Reinigung der Uhr vorgenommen
worden, wenn es nicht mit Rücksicht auf bedeutsame Fragen,
in betreff der Abhängigkeit des Ganges der Uhr von der Schich-
tung der Temperaturen, sowie in betreff des Gesetzes der fort-
schreitenden Abnahme des Luftdruckes u. s. w. sehr wichtig
erschienen wäre, innerhalb einer möglichst lang fortgesetzten
Gangperiode weder an dem Verschlusse des CyÜnders noch
an der Uhr irgend etwas zu ändern,

Mitte September wurde das Pendel wieder in Gang gebracht
Es zeigte sich jedoch bald in den nächsten Wochen, dass ein
langsames, obwohl sehr geringes und intermittirendes Eindringen
der äusseren Luft stattfand. Der Glascylinder wurde deshalb
am 17. October wieder abgenommen; seine Flächen wurden
oben und unten abgeschliffen und auch die Unterfläche der
aus Rothguss bestehenden Deckplatte, die spurenweise durch
Osydbildung angegriffen zu sein schien, neu überschJiffen. Der
Verschluss erwies sich nunmehr wieder als völlig dicht Vor
Beginn der neuen Reihe wurden alsdann einige erneute Ver-
suche über die Abhängigkeit des Ganges von dem Drucke bei
willkürlich hergestellten starken Schwankungen des letzteren aus-
geführt; dabei ergab sich das, hier nur in runder Zahl anzu-
führende, Resultat, dass für 100 mm Abnahme des Luftdrackes
eine Beschleunigung des täglichen Ganges von fast genau lioo
eintrat. Anfang December wurde die Uhr von Herrn Dr. Küstner
definitiv regulirt und der Cylinder mit Hülfe einer von Herrn
Dr. Pemet zusammengestellten Einrichtung mit möglichst trocke-
ner und von Kohlensäure befreiter Luft bei einem Drucke von
iQO mm gefüllt Die neue Gang-Periode beginnt mit 1886 De-
cember 13.

Die zweite Hauptuhr der Sternwarte, Tiede 3, welche zu-
gleich als Registrir-Uhr bei den Beobachtungen am grösseren
Meridian-Instrumente benutzt wird, hat auch in diesem Jahre
einen sehr regelmässigen Gang gehabt. Für die Kennzeichnung
der sehr guten Leistungen, welche auch bei einer solchen Pendel-
uhr mit gewöhnlichem Graham'schen Echappement nnd Queck-
silber-Compensation trotz der ihr zugemutheten Registrir- Arbeit
mit einer blossen, etwas verfeinerten Quecksilbertropfen-Unter-
brechung zu erreichen sind, wird die beifolgende Znsammen«

stellang der Uhrgänge in den letzten 5 Monaten von 1
SepL 22 bis 1887 Febr. 26 einige Bedeutung haben.

Gang der Pendeluhr Tiede 3
1886 Sept 22 bis 1887 Febr. 26.

S86 Sept. 31—14

-oTöis

+ I7;8C.

79:8

- 0:593

24— 1

609

17-4

80.0

586

+ 0:007

Ort. I— 6

609

»7-3

79.8

577

+ 9

-36

6-13

641

t6.i

79-9

613

13—19

618

14.9

80.S

618

— 5

19-18

630

13-3

80.9

648

— 30
+ 30

38— I

605

i'-5

8iJ>

618

Nov. 1— 9

596

U.3

81.3

61S

9—17

560

11.0

81.6

611

+ '7

17—13

S67

10.3

81.3

604

+ 7

13-30

586

9.3

80.7

595

+ 9
+ 33
— 36

30- 9

554

8X1

80.9

571

Dec. 9-13

S47

7.8

81.6

598

13-17

5*1

7-9

81.5

588

+ 10

17-16

556

6-3

81.3

593

— 5

16-4

573

5-4

81.Z

60S

+ 32
+ 22

.887 J-n. 4-15

574

3-8

80.7

583

15-lS

570

2-5

80.3

561

15- 1

61S

80.1

614

-53

Febr. 1 — 10

650

5-1

79-9

632

+ 11

10—15

634

4.1

80.0

611

15-16

661

4-3

80.1
Mitte

644
= — 0:604

-33

Zanächst ist zu dieser Zusammenstellung zu bemerken, dass
die Genanigkeit der Uebereinatimmung der für die Schwankungen
des BarometÄts und des Schwingungsbogens corrigirten täg-
lichen Gänge den aus früheren Discuasionen der Gänge dieser
Uhr abgeleiteten Betrag des barometrischen Einflusses auf den
Gang {oIoi5 pro Millimeter Quecksilbersäule) vollkommen be-
stätigt, denn das Mittel ans je fünf reducirten Gangwerthen
beträgt ffir einen

mittleren Barometerstand von 769.2 mm o!6o7 ±o!oo7

> » . . 747.2mm o;597 ±o!oo7

Femer lässt sich erkennen, dass auch die Temperatur-Com-
pensation fast vollkommen ist, denn das Mittel aus je fünf Gang-
werthen beträgt

für eine mittlere Temperatur von +i6?7C, 0^597 ±01007
* B > i » + 3°8 C. o!6o3 ± o!oo7

Nur zu den Zeiten der raschesten Temperatur -Aenderungen
scheint sich eine etwas grössere Unruhe im Gange zu zeigen,
indem dann, wie die vorletzte Spalte erkennen lässt, die grössten
Differenzen zwischen den auf einander folgenden Werthen auf-
treten.

Hinsichtlich der Abhängigkeit vom beobachteten halben
Schwingungsbogen a wurde aus den vorliegenden Zahlen die
Gangverbesserung abgeleitet:

H-o!o45{a — 8015)

Die Abweichungen der einzelnen reducirten Gänge von dem
Mittelwerthe 0^604 liegen zwischen den Grenzen -(- 0*043 und
— oto44; der wahrscheinliche Fehler eines Gang^verthes be-
rechnet sich zu ± o!oi5. Die mittlere Differenz zwischen zwei
auf einander folgenden, in durchschnittlich wöchentlichen Inter-
vallen beobachteten Werthen des täglichen Ganges ist o!oi7.

Die Regelmässig k ei t dieses Ganges steht allerdings hinter
den Leistungen des in luftdichtem Verschlusse befindlichen
Pendels D während der letzten Gangperiode (A.N. 2735) noch
etwas zurück, wobei übrigens zu bemerken ist, dass an diese
letzteren Leistungen noch keinerlei Ausgleichung durch Rech-
nung angebracht worden ist. Jedenfalls wird aber zugegeben
werden, dass die obigen Leistungen für eine Uhr, welche unter
weniger stetigen Temperatur-Bedingungen schwingt und ausser-
dem Registrir- Arbeit verrichtet, ganz ausserordentliche sind.

Die unmittelbar zur Reguüiung des Zeitdienstes benutzte
Uhr, Tiede 387, hat mit Ausnahme weniger Tage innerhalb
einer halben Secunde richtige mittlere Zeit gezeigt. Der durch-
schnJtthche Fehler des Standes ist, wie früher, innerhalb '/, Se-
cunde gehalten worden.

Bei dem von der Sternwarte geleiteten Zeitball-Dienste in
Swinemünde ist von 730 im letzten Jahre abgegebenen Signalen
nur eines verfehlt worden.

Das wöchentliche Zeitsignal, welches der deutschen Uhr-
macher-Schule im Königreich Sachsen ertheilt wird, ist im Jahre
1886 in sechs Fällen durch telegraphische Störungen vereitelt
worden.

Das mit der Sternwarte verbundene Recheninstitut hat im
Jahre i8S6 das astronomische Jahrbuch für 1888 herausgegeben
und den Jahrgang 1889 des Jahrbuches vorbereitet.

Von den Circularen, welche Beobachtungen und Berech-
nimgen der kleinen Planeten enthalten, sind im Jahre 1886 die
Nnmmem 266 — 288 erschienen. Es sind in denselben ausser
den Planeten-Beobachtungen und Angaben von Vergleichstemen
44 Elementen -Systeme und 73 Ephemeriden mitgetheilt, von
denen in Berlin 35 Elementen -Systeme und 51 Ephemeriden
berechnet sind.

Von den Correspondenzen über Planeten - Beobachtungen
sind gleichfalls 23 Nummern (230 — 252) erschienen.

W. Foerster.

Berlin*

Commission für die Beobachtung des Venus-
Durchgangs.

(Auszug aus einem unter dem ii. Januar 1887 vom Unter-
zeichneten an die Commission erstatteten Bericht über die Ar-
beiten im Jahre 1886.)

In dem für die Bearbeitung gebildeten Rechenbureau ist
Herr Dr. Kobold bis zum i. März 1886 thätig gewesen, mit
welchem Tage derselbe infolge seiner Ernennung zum Obser-
vator an der Strassburger Sternwarte austrat Herr Dr. Batter-
mann hat die Rechenarbeiten des Bureaus, ebenso wie ich selbst,
die ersten 4 Monate des Jahres hindurch fortgesetzt; mit Ende
April ist dasselbe als Rechenbureau einstweilen geschlossen
worden, weil Rechenarbeiten von grösserm Umfange zum Zweck
der Reduction der angestellten Beobachtungen im engern Sinne
nicht mehr auszufahren waren, und es nun vielmehr nothwendig
war mit aller Kraft an die Redaction und Publication zu gehen,
um Luft unter dem allmählich durch seinen äussern Umfang
erdrückend werdenden Material zu schaffen. Ich kann nur
auf diese Weise im vorliegenden Fall eim'ge Abhülfe für den
Uebelstand suchen, der auch sonst dem Fortschreiten meiner
Arbeiten vielfach hinderlich ist, dass mir keine Geschäftsräume
für Unterbringung von Hülfsarbeitem und Aufbewahrung von
Papieren zur Verfügung stehen.

Im weitem Verlauf des Jahres sind für Zwecke der Com-
mission nur gelegentlich noch kleinere Rechenarbeiten, meist
von Dr. Battermann ausgeführt; meine Hauptarbeit für diese
Zwecke bat weiterhin in Anfertigung von Manuscript und einer

ersten Correctur und zweiten Revision der Druckbogen be-
standen, diejenige von Dr. Battermann in einer unabhängigen
ersten Correctur derselben.

Während der ersten Monate 1886 sind noch verschiedent-
lich kürzere Beobachtungsreihen angestellt worden: an Hei. A
nach gefälligst von Hm. Director Galie ertheilter Erlauboiss
von mir auf der Breslauer Sternwarte zur Ermittelung der Ur-
sachen einer auffallenden Veränderung, welche der Scaleu-
werth dieses Instruments anf dem Rücktransport von America
erlitten hatte und die vor der Rücklieferung nach Breslau nicht
bemerkt worden war; an Hei. 5 in Strassburg von HH. Dr.
Kobold und Dr. Wislicenus zur Vervollständigung des Materials
für die Bestimmung der Veränderung des Scalenwerths durch
die Deformation der Bilder in grösseren Abständen von der
optischen Axe; an Hei. C in Göttingen von mir und später
von Hm. Professor Schur zur Controle des Einflusses der Ocu-
larverschiebung auf den Scalenwerth; an Hei. ^ in Berlin von
Hm. Dr. Kobold zur Controle des Zustandes des Instruments
nach der im Vorjahr voi^nommenen Zeiiegnng.

Anfang April wurde Hei. E nach Hamburg zurückgesandt
und damit der Bestand an fremden Instrumenten gänzlich ge-
räumt.

Die vorgenannten Beobachtungen sind grösstentheils von
HH. Battermann und Kobold reducirt. Femer sind 1886
reducirt: von Dr. Kobold eine grössere Reihe von Sonnen-
beobachtungen des Hm. Ambronn an Hei. A und B und einige
Stembeobachtungen desselben an Hei. B aus dem Jahre 1880,
sowie die Schrader'schen Beobachtungen an Hei. E in Berlin
1885, von Dr. Battermann seine Messungsreihe der Distanz £v
Herculis und die Sonnenbeobachtungen von Dr. Schur in Strass-
burg 1882, welche früher als Bestandtheile der grossen von
der Strassburger Stemwarte unternommenen Reihe von unserer
Bearbeitung ausgeschlossen geblieben waren, deren Vergleichung
mit den übrigen 1882 in Strassburg ausgeführten Messungen
sich aber als wünschenswerth ergab; ausserdem sind noch
manche kleinere Lücken der älteren Strassburger Reductionen
ausgefüllt. Die Umrechnung der frülieren Reductionen auf
die neuen Werthe der Thennometer-Coefficienten und Normal-
Ocularstellungen ist für die älteren Beobachtungen an Hei. A
und B von Dr. Kobold, für die älteren Beobachtungen an
Hei. C und D und für sämmtliche von 1882 ab an Hei. A, B,
C,D angestellten Beobachtungen, mit Ausnahme der schon
im Vorjahr von mir umgerechneten Expeditionsbeobachtungen,
von Dr. Battennarm ausgeführt. Eine entsprechende Umrech-
nung und #eitcr erforderUcbe Vervollständigung der Reduction

^^ÄS

hat Dr. Battermaim schliesslich auch noch für die von Hm.
Schur gefalligst zur Vergleichung zur Verfügung gestellte in
Strassburg nahezu abgeschlossen vorliegende Reduction der
Jahrgänge 1877 (Hartwig), 1878 — 1880 (Hartwig und Schur),
1881 (Schur), 1883 (Rest der grösstentheils hier bearbeiteten
Reihe) und 1884 (Wislicenus) ausgeführt.

Die Resultate sammtlicher Sonnenbeobachtungen an Hei.
A — D sind in tabellarischer Form, für jeden Beobachter, zu-
sammengestellt und, ohne Hinzufügung gewisser am einfachsten
an die Mittel der einzelnen Reihen später anzubringenden
kleinen Correctionen und mit vorläufigen Scalenwerthen, der
besseren Uebersichtlichkeit halber einzeln in gewöhnliches Bo-
genmass verwandelt. £s liegen nunmehr an Messungen des
Sonnendurchmessers in runden Zahlen vor:

aus den Vorarbeiten 1873 — 74 .... 800

von den Expeditionen 1874 300

Messungen von Ambronn 1880 .... 100

aus den Vorarbeiten 1882 700

von den Expeditionen 1882 6cx>

zugezogene Theile der Strassburger Reihe

aus 1881 — 83 200

im ganzen 2700 Messungen. Ich habe dieselben vorläufig so-
weit discutirt, wie es vor definitiver Scalenbestimmung thunlich
war, hauptsächlich nach den im vorigen Bericht bezüglich der
Sonnenbeobachtungen der Südexpeditionen von 1882 angegebe-
nen Richtungen hin. Die damals gefundenen Resultate be-
stätigten sich im allgemeinen; jedoch stellte sich heraus, dass
die persönlichen Gleichungen der Beobachter nicht gänzlich
constant sind, und namentlich neu eintretende Beobachter im
Anfang ihrer Reihen stärkeren Veränderungen ausgesetzt sind.
Dieser an sich nicht weiter aufiällige Umstand vermindert die
Verwendbarkeit unserer aus sehr vielen einzelnen und oft nur
schwach verbundenen Stücken zusammengesetzten Messungs-
reihe für die Entscheidung der, innerhalb enger Grenzen bis-
her noch offen gebliebenen, Frage nach etwaigen Verände-
rungen des Sonnendurchmessers. Um eben über die wahre
Bedeutung der in manchen unserer Reihen auftretenden Gänge
ins Klare zu kommen, hatte ich mir die nähere Einsicht in
die grosse Strassburger Reihe zu erbitten, welche, vermittelst
der oben aufgeführten Jahrgänge, noch gegen 1 100 Messungen
hinzubringt. Ausserdem habe ich schliesslich noch 15000
Meridianbestimmungen des Sonnendurchmessers, die in Green-
wich, Washington, Oxford und Neuchätel in dem Zeitraum
185 1 — 1883 angestellt sind, gesammelt und untersucht. Ein

erster Theil dieser Uatersuchuog ist in den Sitzungsberichten

der Berliner Akademie im December 1886 veröffentlidit worden.

Die Resultate sämmtlicher zur Ausmessung der Scalenbogen
angestellten Sterabeobachtungen an den vier Heliometern der
Commission — über 3000 Messungen, etwa 1400 in der älteren
und 1600 in der neueren Gruppe — - sind gleichfalls tabellarisch
zusammengestellt; für Hei. B und C habe ich auch die defini-
tive Berechnung der Theil ungs fehler ausgeführt und die Cor-
rectionen der bei der Reduction benutzten Werthe sowie einige
andere letzte Correctionen angebracht, femer mit Dr. Batter-
mann Rechnungen zur Ableitung der wahrscheinlichsten Re-
sultate angefangen, aber wegen des Drucks der Arbeiten zur
Publication abbrechen müssen.

Für die Bestimmung der Scalenbogen sind im Laufe des
Jahres 1886 noch Beiträge eingegangen von den Herren Ellery,
Fergola, GiU, Küstner, Peter, Rahts, Rogers, Schrader, Schu-
macher, Schur, Tehbutt, Thome und Valentiner, durch welche
mich diese Herren zu vielem Dank verpflichtet haben. Ich
habe die definitiven relativen Rectascensionen und Deciinationen
für die benutzten Plejadensteme , den Cygnusbogen und den
Hydrabogen nunmehr abgeleitet, und Hr, Dr. Battermann hat
damit die einzelnen Distanzen und ihre Projecüonsfactoren
berechnet. Für die beiden Südbogen würde das Material jetzt
auch ziemlich genügend sein, da mir aber bekannt ist, dass
noch einige Beobachtungsreihen derselben im Gange sind,
warte ich deren Beendigung und Mittheilung noch ab. —

Hinsichtlich der Publication sind meine im vorigen Bericht
ausgesprochenen Erwartungen nicht ganz erfüllt worden, weil
sich bei Beginn des Drucks längere Zeit hindurch mancherlei
Schwierigkeiten ergaben, deren Beseitigung bei der Entfernung
des Druckorts und öfterm Verzug durch nothwendig befundene
Neuanschaffungen für die Druckerei weitläufig und zeitraubend
war. Erst im Mai ist der mit Band IV begonnene Druck in
regelmässigen Gang gekommen, und sind bis Ende des J<direa
66 Bogen gesetzt, 62 Bogen gedruckt. Die Correctur hat zu-
gleich zu einer nochmaligen Revision der Rechnung gedient,
durch welche in der That noch mehr Fehler der Reductiou
an den Tag gebracht worden sind, als nach den früher bereits
angewandten Controien zu erwarten gewesen wäre. Auch dieser
Umstand lässt es, obwohl die grosse Mehrzahl der gefundenen
Fehler klein und sachlich unerheblich ist, erwünscht erscheinen,
die weitere Behandlung des Materials bis zur Vollendung des
Drucks der Reduction zu verschieben.

Ich erwarte, dass der Druck von Band IV Ende Februar
beendigt sein wird. Weiteres Manuscript ist (ur Band III vor-

bereitet, und wiid der Druck desselben ohne Unterbrechung
fortgehen können; ich habe im Laufe des Jahres den Rest
des Heliometer-Journals von Punta Arenas und die vollständigen
HeUometer-Joumale der Expeditionen I, II und III von 1882
zusammengestellt, femer die laufenden Stationsjoumale von Hart-
ford und Aiken und den Auszug der Reduction der Meridian-
beobachtungen der letzteren Station. Die Beobachtungen zur
Bestimmung der Polhöhe derselben habe ich, mit Hülfe des
Hm. Cand. astr. Stück, einer neuen Berechnung unterzogen.
Der früher abgeleitete Werth ist dadurch nicht verändert.

A. Auwers.

Bonn.

Im December 1886 verliess der Assistent Dr. Julius Scheiner
die Sternwarte, um eine andere Stellung, an dem Astrophysi-
kalischen Observatorium zu Potsdam, anzutreten. An die Stelle
desselben trat mit dem i. Januar 1887 Dr. Carl Mönnichmeyer
ans Elsfleth, der aber schon seit dem i. December 1886 an
unseren Arbeiten theilgenommen hat, wenil auch in der aller-
ersten Zeit nur, um sich Uebung in den besonderen Arbeiten,
die ihm hier obliegen, zu verschaffen. Sonst hat eine Aende-
nmg in den Personalverhältnissen oder in der Vertheilung der
Geschäfte unter die Angestellten der Sternwarte nicht statt-
gefunden.

Militärische Verpflichtungen, die Herrn Scheiner im Sommer
viele Wochen von der Sternwarte fernhielten, und die durch-
schnittliche Beschaffenheit des Wetters, das namentlich in den
für uns jetzt wichtigen Monaten November und December nur
wem'ge Beobachtungen gestattete, haben die Ausbeute am Me-
ridiankreise ungewöhnlich herabgedrückt. Im ganzen sind durch
160 Fundamentalstem -Beobachtungen 567 Örter von Zonen-
stemen bestimmt worden; zum Theil programmgemässe dritte
Beobachtungen, namentlich aber solche zum Ausfüllen der
Lücken, welche an den schon der Genfer Versammlung (V.J.S. 20,
S. 273) namhaft gemachten schwierigen Stellen noch übrig ge-
blieben sind. Leider ist es nicht gelungen dieselben ganz zu
erledigen; insbesondere erfordern die Strecken 1** i™ — 5"^,
i^ 30"— 32", 20'' ig"*— 12", 23^ 33"_34™ auch jetzt noch ein
mehnoaliges Durchbeobachten.

Die Berechnung der Nullpunkte, der Reductionstafeln und
der Stemörter für 1875.0 ist einschliesslich der Rückstände vom
Jahre 1885 erledigt.

Die Hauptarbeit bildet jetzt die Herstellung des Catalogs,
und die damit verbundene Prüfung und in vielen Fällen neue

Vlerteljabruchr. d. Astronom. Gesollschaft. 22. 7

Untersuchung der Rednctionstafeln, sowie nöthigenfalls auch
der Nullpunkte, für diejenigen Zonen, welche durch Grösse
oder Constanz auffällige Abweichungen von andern zu ver-
rathen scheinen. Hierbei werden zugleich die nöthigen Ver-
besserungen an diejenigen Sternörter angebracht, welche auf
den Cataiog im vierten Bande der Vierteljahrsschrift bezogen
sind, um dieselben auf den Fundamental- Cataiog der Publication
XIV zu reduciren. Die bei der Zusammenstellung hervortre-
tenden groben Versehen in den Minuten u. s. w. der Decli-
nation oder in den Secunden der Rectascension sind meist
durch Revisionsbeobachtungen erledigt worden, die stets un-
mittelbar, nachdem sie als nöthig erkannt worden sind, in den
Arbeitslisten vorgemerkt werden; seltener ist es, dass die
älteren Zonenbeobachtungen von Lalande, Bessel oder Arge-
lander zur Entscheidung haben dienen können.

Der nach den Rectascensionen für 1875.0 geordnete Cata-
iog wird so angelegt , dass für jede Stunde ein besonderes
Heft genommen wird. In diesen geben die neben einander
stehenden Spalten für jeden Stern die Catalognummer und den
Nachweis in der Bonner Durchmusterung, sodann die ein-
zelnen Beobachtungen nach der Zeitfolge, und zwar Grösse,
Rectascension und Declination, nebst Praecession und Variatio
saecularis für beide Coordinaten, und endlich das Datum der
Beobachtung. So weit liegen zur Zeit (Ende März 1887) die
Stunden 3, g, 15 und grösstentheils, nämlich bis auf einig;e
durch Ergänzungsbeobachtungen zu bestimmende StemÖrter,
auch 21 fertig vor, zwei weitere Stunden sind in Arbeit. Die
nach dem Programm V.J.S. 8, S. 75 zu druckenden Mittel-
werthe sind im allgemeinen noch einzutragen, und es sind
hierfür in dem oben beschriebenen Schema die nöthigen Spal-
ten frei gelassen, ebenso Raum für etwaige Bemerkungen. Die
in den Cataiog aufgenommenen Oerter von gelegentlich beob-
achteten nicht progiammgemässen Sternen sind als solche
bezeichnet.

Die Praecessionen und ihre Saecularänderungen sind mit-
telst der Hülfstafeln von Gould, unter Zugrundelegung des
Mittels aus den Positionen des Catalogs, in besonderen Heften
k I AR, und zwar zum grössten Thcile von einem meiner
Zuhörer, Herrn Oskar Stumpe aus Hirschberg in Schlesien be-
rechnet worden. Es ist noch zu erwägen, ob eine zweite un-
abhängige Rechnung für diesen Theil der Arbeil nöthig sein
wird. Die von Dr. Deichmüller vorgenommenen Prüfungen
haben bis jetzt keinen wesentlichen (eine halbe Einheit der
letzten propra mmgemässen Decimalc betragenden) Fehler auf-
finden /ass„rt.

Ausserhalb der Zenithzone hat Herr Dr. Deichmüller nur
venige Sterne ihrem Orte nach bestimmt; darunter eine An-
zahl von Vergleichatemen für seine Beobachtungen des Co-
meten 1877 VI, and die beiden Sterne LI. 27026 und + 16°
3043; für den eretern wurde dadurch die aus den früheren
Beobachtungen sich ergebende grosse Eigenbewegung bestätigt
(s. A. N. 2734), für den zweiten aber die Position von Rümker
2Q79 als fehlerhaft und die Bewegung als unmerlilich erwiesen.

Für die südliche Durchmusterung sind, abgesehen von den
fortgesetzten, ai>er wenig erfolgreichen Prüfungen von Sternen,
welche der Veränderlichkeit verdächtig sind, nur zu Anfang
des Jahres noch einige Beobachtungen nöthig gewesen. Da-
gegen haben die Untersuchungen, welche in der Einleitung
lam 8. Bande der Bonner Beobachtangen enthalten sind, noch
viel Zeit gekostet, obwohl ich mich bei den dazu nöthigen
Rechnungen in grösserem Maasse der Hülfe des Herrn Dr. Schei-
ner zu erfrenen hatte. Im September d. J. konnte endlich der
erwähnte Band, die vierte Section des Bonner Stemverzeich-
nisses enthaltend, nebst der Hälfte der zugehörigen Sternkarten,
herausgegeben und versandt werden; auf Einzelheiten einzu-
gehen wird schon deshalb unnöthig sein, weil sich in den Astro-
nomischen Nachrichten, Nr. 2754, eine Anzeige dieser Arbeiten
findet.

Es war eigentlich meine Absicht, bei der Veröffentlichung
der Karten die Reihenfolge der Rectascensionen einzuhalten
und mit denjenigen Gegenden des Himmels zu beginnen,
welche der Ekliptik fem liegen und aus diesem Grunde bis-
her weniger berücksichtigt worden sind. Durch zufällige Um-
stände ist indessen die reichste Karte, Hora 7, nicht recht-
zeitig fertig geworden, und ist deshalb in der (bis Hora 11
gehenden) im September ausgegebenen Doppellieferung durch
Hora 23 ersetzt worden. Bis zum Schluss des Jahres sind
weiterhin nur noch Hora 7, 12 und 13 gedruckt worden, über-
haupt haben allerlei Widerwärtigkeiten, wie namentlich das Zer-
brechen eines fertigen Steins unmittelbar vor der letzten Re-
vision des darauf befindlichen Stiches, den Fortgang der Ver-
nfientüchung verzögert. Bis Ende Februar sind dann noch
Hora 14, 15 und 19 fertig und seitdem zusammen mit den
oben genannten 3 Karten als dritte Lieferung herausgegeben
worden; mit der Versendung derselben seitens der Sternwarte
gedenke ich aber zu warten, bis der Rest ganz vollendet ist.

Die Arbeiten für die Fehlerverzeichnisse zu älteren Beob-
achtnngssanunlungen und Stern catalogen, sowie andere Unter-
suchungen, die ich über die Stemörter im Bereiche der süd-
lichen Durchmusterung begonnen habe, sind im verflossenen
7*

Jahre zwar fortgeschritten, ein Abschluss ist jedoch nicht er-
zielt worden.

Als Nebenresultate der südlichen Durchmusterung möchten
aus dem Jahre 1886 noch bemerkenswerth sein die ausge-
dehnten Untersuchungen von Dr. Scheiner über die Beziehungen
zwischen den von ßessel, Lalande, Argelander, Schjellerup, Gould
und mir geschätzten Stemgrössen (A. N. 2766), und die Auf-
findung einer Ortsbestimmung der Amphitrite in Lamont's Zonen
6'/a Jahre vor der Entdeckung dieses Planeten durch Marth
(A. N. 2749). Analogen Prüfungen, zum Theil sehr zeitraubenden,
habe ich eine grössere Anzahl von sogenannten vermissten
Sternen unterworfen, ohne zu weiteren positiven Ergebnissen
zu gelangen, und ich bin dabei, obwohl die Beobachtung der
Amphitrite vom 12. August 1847 ^^^ ^i® Theorie des Planeten
nicht ohne Werth sein wird, doch eigentlich zu der Ansicht
gekommen, dass diese kritische Beschäftigung nicht sonderlich
lohnend ist.

Von Algol habe ich die beiden Oct. 4 und Oct. 24 ein-
getretenen Minima gut bestimmen können, ebenso die beiden
1886 stattgehabten Maxima von Mira Ceti. Diese beiden
letzteren sind auch von Herrn Scheiner beobachtet worden;
über das erste, im Anfange des Jahres eingetretene ist A. N.
2731 berichtet. Einige Beobachtungen des Andromeda-Nebels
aus dem October d. J. sind A.N. 2752 mitgetheilt.

Schönfeld.

Breslau.

In dem Umfange, der Einrichtung und der Verwerthung
der meteorologischen und der magnetischen Beobachtungen auf
der hiesigen Sternwarte hat gegen die in den Jahresberichten
von 1884 und 1885 enthaltenen Angaben auch im Jahre 1886
eine Veränderung nicht stattgefunden, ausser dass an Stelle
von Herrn Buszczynski, gegenwärtig Assistenten an der Stern-
warte in Elrakau, seit dem Beginn des Jahres als zweiter Ge-
hülfe Herr Felix Koerber eingetreten ist. Die hiesigen magne-
tischen Termin-Beobachtungen aus den Jahren 1882 — 83, cor-
respondirend zu denen der damaligen Polar-Expeditionen, sind
gegenwärtig in dem deutschen Polar -Werke: „Internationale
Polarforschung 1882 — 83. Beobachtungsergebnisse der deutschen
Stationen" Band I, S. 599 f. im Druck erschienen. Die regel-
mässigen Zeitbestimmungen am Passagen -Instrument wurden
von Herrn Dr. Lachmann ausgeführt, ausser im Juni und Juli,
wo derselbe zu militärischen' Uebungen einberufen war und von
Herrn Koerber vertreten wurde. Im October und November

stellten dieselben gemeinschaftlich eine Reihe Kreismikrometer-
Beobachtungen des Cometen Bamard-Hartwig und des Planeten
Eurynome an, von welchem letzteren Herr Dr. Lachmann wiederum
die Berechnung für das Berliner Jahrbuch übernommen und
eine besondere Oppositions- Ephemeride gerechnet hatte, die
mit den Beobachtungen auch in diesem Jahre wiederum eine
gute Uebereinstimmung ergab.

Galle.

Brüssel.

(Berichte für 1885 und 1886).

Astronomie de position. Pendant rann6e 1885, on a observ6
au cercle mural les 6toiles observ^es k la lunette m^ridienne
les ann^es pr6c£dentes; on a aussi observ6 les 6toiles de com-
paraison. Diffdrents essais ont 6t6 faits pour observer les ^toiles
voisines du pole. Un changement a 6t6 apport6 au reticule
pour r^clairage des fils sur fond sombre.

On a ^galement ex6cut6 la mise en position provisoire du
cercle m^ridien de Repsold. On a fait des mesures de la dis-
tance des fils et T^tude du microm^tre. Quelques observations
d'etoiles circompolaires et d'^toiles de comparaison ont 6t6
prises k ce cercle m6ridien.

L'impression du Catalogue d'etoiles d'Emest Quetelet a Con-
tinus; eile est aujourd'hui pr^s d'^tre terminee. Le catalogue
comprendra 10798 Stoiles, qui ont 6t6 compar6es en 1885 k
Celles du B. A. C. et du catalogue de Lalande.

11 reste k imprimer le Catalogue des fondamentales (150 6toi-
les) qui on servi k E. Quetelet pour d6terminer la correction
de la pendule.

M. Stuyvaert s'est occupS de la formation d'un catalogue
des Stoiles de comparaison parues dans les vol. CVII et CVIII
des Astronomische Nachrichten (No. 2545 k 2^g2) et de
Tobservation des 6toiles demand6es par diffSrents astronomes.

M. Niesten a entrepris TStude du microm^tre filaire de TSqua-
torial de 38 cm. II a en outre fait des mesures d'6toiIes doubles.
Des occultations d'etoiles par la Lune ont 6te observ6es r6gu-
It^rement k partir du mois d'Aoüt par M. M. Niesten et Stuy-
vaert,

M. M. Lagrange et Wouters ont observ6 k la lunette mS-
ridienne les passages des Stoiles fondamentales et du Soleil
pour la d6tennination de l'heure. Le Service du time ball,
qui envoie chaque jour au port d'Anvers un signal k i^ t. m.
de Greenwich, a 6t6 assure par M, M. Byl et Wouters.

Des observations de com^tes ont 6t6 faites par M. M. Niesten
et Stuyvaert.

La com^te I (Encke) a 6t6 observ^e les i8, 23 et 29 Jan-
vier, les 2 et 9 F^vrier;

La com^te III (Brooks) les 5, 9, 14 et 15 Septembre;
La com^te 1886 I (Fabry) les 4, 7, 10 et 11 Döcembre;
La com^te 1886 II (Bamard) le 7 D^cembre.
On a poursuivi dans le courant de rannte 1886 les ob-
servations de ces deux demi^res com^tes: la com^te Fabry
jusqu'au 14 Mars, la com^te Barnard jusqu*au 3 Mai. De la
premi^re de ces deux com^tes on a d^termine 13 positions
par 76 comparaisons avec 19 etoiles, de la seconde 30 positions
par 210 comparaisons avec 47 dtoiles.

Les travaux du nouvel observatoire, k Uccle, sont restes
dans le statu quo pendant Tann^e 1885, k cause du changement
de Direction survenu dans le courant du mois de Mai. Au-
jourd'hui les plans des diverses installations scientiüques sont
compl6tement elabor^s et il y a lieu d'esp6rer que dans un
avenir prochain la construction de celles-ci pourra commencer.
On a proc6d6 au trac6 de deux mdridiennes sur les teitains
du nouvel Etablissement. L'emplacement de la premi^re ayant
du etre abandonnd, la seconde seule continue i etre employ^e.
Mlcanique cilesie. M. M. Lagrange et Wouters ont travaille
! a la v6rification des formules de la suite du travail de M. Folie

I sur les mouvements de Taxe du monde.

M. Lagrange a continu6 les recherches analytiques aux-
j quelles Tavaient conduit ses travaux antörieurs sur la mecanique

[ Celeste. 11 a donn6 1°) une „Formule nouvelle pour le d6-

\ veloppement des fonctions, en particulier des integrales" (Bull.

I de TAcad. roy. de Belgique, 3° Serie T. IX, No. 2, 1885);

2**) la „Solution du probl^me universel de Wronski et d'un
autre probl^me relatif k Tint^gration des Equations differen-
5 tielles" (Annales de TObservatoire royal de Bruxelles, nouv. S<5r.,

[ T. VII, 1886).

i Astronomie physique, Les observations de Jupiter pendant

! l'opposition de 1884 — ^5 ^^^ ^^^ poursuivies par M. M. Niesten

. et Stuyvaert. Des dessins ont 6t6 pris k chaque Observation.

On a annotE aussi Theure du passage de la tache rouge au
meridien polaire et observ6 les ph6nom6nes des satellites.

Les memes astronomes ont observ6 Taspect physique de
Satume et de V^nus, et compar6 k diverses reprises Teclat
de Nova Andromedae k celui d'6toiles voisines.

M. Stuyvaert a poursuivi ses observations sur Taspect phy-
sique de la Lune. II a consacr6 quatorze soir6es a s'assurer
de Tidentitc de nombreux points qui offraient des dissem-

bUnces avec Fune ou Tautie des cartes de Lohrmann, de Beer
et Madler, de Neison et de Schmidt. Deux dessins ont 6t6
pris, Tun le 23 Mars, Tautre le 19 Novembre.

Le 2 Juin le m^me observateur a observ6 Uranus et recherch6
les satellites en prenant le dessin des faibles points brillants
en^ironnant la plannte. U a aussi, pendant tout le mois de
Job et pendant la premi^re quinzaine de Juillet, en s'occupant
de la recherche de com^tes, observ6 un certain nombre de
nebulenses dont il a verifi6 la description donn^e dans le ca-
talogue d* Herschel. Enfin, les 18 Septembre et 7 D^cembre,
ü i pris un dessin de la partie centrale de la n^buleuse d'An-
dromede et determin6 k Taide du microm^tre circulaire la po-
sition de 24 6toiles situ6es dans cette partie centrale.

M. Fievez a publi6 (Bull. Acad. roy. de Belgique, 3® S6rie,
vol. IX) le r^sultat de ses recherche s sur „UInfluence du Magn6-
tisme sur les caract^res des raies spectrales''. II a d6montr6
qoe les spectres de flamme du Potassium, Sodium, Lithium,
Thallium, etc., sont modifi^s de la meme mani^re par l'inter-
vention du magn^tisme que par une 616vation de temp^rature.
II a publik aussi (M6moires de l'Acad. de Belgique, Tome
XLVII) des „Recherches sur le spectre du Carbone dans Tarc
electrique en rapport avec le spectre des com^tes et le spectre
solaire" et a pu constater l'absence de corr61ation des raies
coQstituant les bandes carbon^es (c.-a.-d. les bandes jaune,
verte et bleue du spectre des com^tes) avec les raies du spectre
solaire. De cette absence de coincidence, M. Fievez n'a pas
cx^nclu que les bandes carbon^es n'existent pas ä r6tat de raies
brillantes dans le spectre solaire ; car elles pourraient s'y trouver,
Sans etre visibles, qu'elle que puisse 6tre du reste la cause de
leur invisibilit^.

M. Tabbd Sp6e s'est particuli^rement occup6 de V6tat phy-
sique du soleil. Tous les jours, lorsque le temps le permet,
la surface du disque est dessin6e par projection, dans une
chambre obscure, sur une 6chelle de 260 mm de diam^tre.
Cette dimension est süffisante pour apercevoir de tr^s-petits
pores et tracer le contenu des principales facules. Elle per-
mettra aussi de reproduire assez exactement les d6tails des
protuberances. Cette partie du travail est la plus d^Iicate: T^tat
du Ciel ne se pr^te pas habituellement k ce genre d'observation.
La fonne definitive du spectroscope n'est pas encore bien ar-
r^tee. M. Sp^e cherche ä combiner les effets du r6seau avec
cenx des prismes 'ä Vision directe et les r6sultats obtenus
fönt esp^rer qu'avant peu, les formes capricieuses des protu-
berances pourront ^tre vues avec nettet6.

Le mSme observateur a publik dans TAnnuaire de TObser-

vatoire, ann^e 1886, un r6sum^ de Tactivit^ solaire durant la
derni^re p6riode. Ce r6sum6 confirme la plupart des faits d6ja
signales par les astronomes qui se sont spöcialement occup^s
de r^tude de la physique solaire: marche suivie dans l'ac-
croissement des taches, leur distribution des deux c6t6s de T^qua-
teur, leur liaisons avec les protub6rances, etc.

M. Sp6e a aussi donn6 une note sur Taccord, de nouveau
constat6 pour toute la p^riode, entre les taches et l'allure de
Taiguille de d^clinaison. La solidarit6 entre ces deux ph^no-
m^nes doit 6tre d6finitivement accept6e. Elle sera d'ailleurs,
ä Tobservatoire de Bruxelles, Tobjet d'une etude particuli^re.

1886.

Observations aux Instruments miridÜTts. La polarissime a ete
observ6e par M. Niesten, astronome, k la lunette mdridienne;
par M. Byl, assistant, ä. la lunette m^ridienne et au cercle me»
ridien. Le demier a d6terminc un grand nombre de fois la
correction du cercle m6ridien pour Tazimuth. Des fondamen-
tales ont 6t6 observ6es par M. Niesten ä la lunette m^ridienne..
et des 6toiles de comparaison, par M. Byl, au cercle mural.

Ohservations aux iqualoriaux. Au grand äquatorial (38 cm),
M. Niesten a fait des observations d'^toiles doubles dont la dis-
tance est plus petite que 2''. A Töquatorial de Test (15 cm),
M. Stuyvaert, astronome -adjoint, a continu6 ses observations
de com^tes, des ph6nom^nes des satellites de Jupiter, d'occul-
tations d*6toiles par la Lune et de Taspect physique des pla-
nstes. U a notamment observ6 les comStes 1885 V, 1886 I, JI,
III (Brooks 2) et V (Brooks i), les comStes Barnard-Hartwig et
Finlay. 11 a pris des dessins de Jupiter, de Mars et de la Lune
et observ6 les passages de la tache rouge de Jupiter au m6-
ridien central. Une partie de ces diverses observations a ete
inser6e dans les Astronomische Nachrichten.

M. Niesten s'est occup6 de dresser un planisphSre de Mars
d'aprSs des observations faites en 1879, 1880, 1881 et 1885.

Service de Pheure» Ce Service a, comme par le pass6^ ete
confi6 k M. M. Lagrange, astronome, et Wouters, astronome-
adjoint. Le Service de time-ball d'Anvers, k l'aide du t6I6-
phone, a fonctionn6 reguliSrement. On s'occupe en ce moment
de l'am^liorer et d'obtenir le d6clenchement direct de l'ap-
pareil k Anvers.

Spectroscopie, M. Fievez, astronome, a continu6 T^tude du
spectre solaire dans ses rapports avec les 616ments terrestres.

En recherchant les diverses causes capables de renverser
les raies spectrales des 616ments terrestres, il a conclu que
les raies noires du spectre solaire pouvaient rdsulter de la super-

Position de radiations discordantes de meme esp^ce plut6t que
de Tabsorption de radiations de temp^rature 61ev6e par des ra-
diations analogues de temp^rature plus basse.

II a public sur ce sujet:

i** Essai sur Torigine des raies de Fraunhofer en rapport
avec la Constitution du Soleil. (Bulletin de TAcad^mie royale
de Belgique, 3« Serie, T. XII, No. 7);

2** Sur la th6orie des spectres lumineux. (Annuaire de TOb-
servatoire royal de Bruxelles, 1887).

M- Tabb^ Sp6e , astronome , s'est consacr6 particuli^rement ä
Tobservation du Soleil (taches et protub^rances). Les taches
sont d6tennin6es par projection ä Taide d'un äquatorial de 1 5 cm
d'ouverture: Timage du Soleil a 26 centim^tres de diam^tre.
Depuis le mois de Mars 1 886 , eile est prise tous les jours que
le temps le permet. Le pourtour du disque, c'est-i-dire la chro-
mosph^re, est 6tudi6e soit avec un spectroscope k röseau, soit
avec le grand spectroscope de Young, construit par Grubb de
Dublin : Tun et Tautre s'appliquent au grand äquatorial de TOb-
servatoire, qui a 38 cm d'ouverture. Les resultats auxquels
M. Sp6e est parvenu fönt esp6rer que sous peu T^tude des
protub6rances pourra 6tre faite ä Bruxelles d'une maniöre satis-
faisante.

M. rabb6 Sp^e a pr6sent6 k TAcad^mie royale de Belgique
deux notes „sur les spectres de diffraction". II a, de plus,
publie dans Tannuaire de Tobservatoire pour 1887 une 6tude
sur la „Physique solaire", qui est Texpos^ de r6tat actuel de
nos connaissances sur les principaux points de cette branche
de Tastronomie.

Astronomie sphirique et micaniqiu cSlesie. Tout le personne 1
astronomique , a Texception des astronomes-physiciens , a ete
tr^s occupe par les calculs auxquels Ta convi6 le Directeur
pour r^tude du probl^me de la nutation diurne, qu'il a entre-
prise dans ces demi^res ann6es.

M. Niesten, en particulier, a recherch^ le coefficient de la
nutation diurne en se servant des observations de la polaris-
sime faites ä Kiew et des observations des polaires, de a, ^ et ^
Ursae Minoris faites ä Bruxelles, Poulkova, Cambridge (E.-U.),
Cordoba, Greenwich , etc. II a aussi recherche Tinfluence de la
nutation diurne dans la discussion des observations de y Dra-
conis faites k Greenwich. Ces calculs de M. Niesten ont donne
lieu k deux m^moires pr6sent6s k TAcad^mie des sciences de
Belgique, m^moires intitul6s: i** „Demonstration pratique de
Texistence de la nutation diurne"; 2° „De Tinfluence de la nu-
tation diurne dans la discussion des observations de y Draco-
nis faites k Tobservatoire de Greenwich." L'Acad6mie en a

ordonne rimpression dans ses publications, sur Tavis tr^s 61o-
gieux des commissaires nomm6s pour les examiner.

M. Wouters s'est, de son cöt6, livr6 k de nombreux et longs
calculs pour arriver k ddtenniner de nouvelles valeurs des con-
stantes astronomiques : ces calculs seront achev^s cette aiin6e.

M. Lagrange a termin6 dans le courant de 1886 deux Me-
moires destin6s au tome VII des Annales de l'observatoire. Le
premier est intitul6: „Theorfemes de mdcanique Celeste ind6-
pendants de la loi d'attraction." (Rapports de M. M. Catalan et
de Tilly ins^r^s au Bulletin de TAcad^mie des sciences de Bel-
gique [Aoüt 1 886] et „R^pohse au rapport de M. Catalan", 3® S6rie,
t. Xn, No. II, 1886.)

Dans ce travail, l'auteur d6montre que plusieurs des th^o-
r^mes g6n6raux relatifs i la stabilit6 du Systeme du monde sont
des cons6quences du principe le plus g6n6ral de la decom-
position des forces et subsistent quelle que soit la loi d'at-
traction.

Le second mdmoire i pour titre: „M6thode pour la de-
termination des parallaxes par des observations continues" (dans
un seul observatoire , k Taide d'un seul instrument). Application
ä la parallaxe solaire. (Rapports de M. M. Houzeau et Folie,
au Bulletin de TAcadt^mie des sciences de Belgique, Aoüt 1 886).

Cette m^thode est fond6e sur le principe th6orique suivant :
Dans un Systeme dont les mouvements angulaires sont connus,
les mouvements lin6aires se d6duisent des instants auxquels
un plan, dont le mouvement lin^aire est connu, rencontre les
points du Systeme. Ce plan id6al est d6termin6 ici par Taxe
optique d'une lunette (äquatoriale de petites dimensions (i mm
de distance focale) et par sa protection sur T^cliptique. On
observe, k Taide de mesures microm^triques, le passage du So-
leil dans le champ de la lunette, passage qui s'efFectue en
moyenne en douze heures. Les corrections de la lunette et du
r^gulateur sont foumies par des 6quations de condition tirees
des observations elles m^mes.

Le Directeur a termin6 son travail sur les mouvements diurne,
annuel et s6culaire de Taxe du monde, dans Thypoth^se d'une
terre composde d'une croüte solide et d'un noyau fluide. Cette
demi^re partie paraitra dans les M6moires de l'Academie de
Bruxelles. Des extraits en ont paru dans les comptes rendus
de l'Acaddmie des sciences de Paris et dans les Astronomische
Nachrichten.

Cafalogue (fStotUs, Le grand catalogue d'6toiles entrepris
il y a plus de 30 ans par l'initiative de feu Ernest Quetelet, est
aujourd'hui compl6tement achev6 et imprimd. II ne reste plus,
avant de le livrer au public, qu'ä. prdparer l'Introduction, qui

doit rappeler [es diverses phases par lesquelles a passä ce long
et important tiavail.

\ouvtl observaloire. Les travaux de construction du nouvel
observatoire, a Uccle, commenci^s eo 1883, avancent tris len-
LemeDt , par saite de diverses circoiistances independantes de la
volonte du Direcleur, Les installations met^orologiques sont ä
peo prÄs termin^es, et les fondatioDS de la salle m^ridienne , du
grand cqnatorial, etc., sont achevSes, On met la derni^re main
ä la Biblioth&que et au bätiment des bureaux.

Les plans sont enti^retoent ^labor6s, et auraient du 6tre
mis en adjudicaüoo en Mars 1887; vu Tind^pendance des dif-
fcrents Instruments entre eux , et la faible hauteur qui en r6sulte
ponr leurs piliers, l'^rectiou compl^te des constructions eüt kX^
des lors achevde ä la fin de r6t6. Malheureusenient, ä l'heure
actuelle (23 Mai), on ne peut pas prSvoir que (es travaux de
ces coDstToctioDS soient commeoces avant !e 1"' Juillet, ce qui
retardera Tinauguration du nouvet observatoire tout au moins
josqn'ä I'automne de 1888.

F. Folie.

Dresden.

(B. von Engelhard t.)
Im Jahre 1886 habe ich am Repsold'schen Fadenmikrometer
des 1 1 inch Aequatoreals meiner Privatsternwarte zu Dresden
folgende Beobachtungen ausgeführt:

70 verschiedene Nebel beobachtet in 1 78 Nächten

PUnet (78) Diana » = 3 ,

Comet 1885 .... (Brooks 2) • , 5 »

Comel 1886 (Fabry) • v 4 .

Comet 1886 (Barnard) . » 10 ^

Comet 1886 (Brooks i) ■- . 5 -,

Comet 1886 .... (Brooks 2) * - 4 v

Comet 1886 (Finlay) » = 3 ..

Comet 1 886 .... (Bamard-Hartwig) * » i Nacht.

Auf Empfehlung des Herrn Geheimrath O. von Struve habe
ich unternommen alle Sttme von Bradley und Argelander,
welche eine jährliche Kigenbewegung von mindestens oJi haben,
mit solchen Begleitern mikrometrisch zu verbinden, welche nicht
unter zehnter Grösse sind, und deren Distanz 3' nicht über-
schreitet. Jedes Stempaar wird mindestens in zwei Nächten
beobachtet werden. Es wurde mir aus Pulkowa eine Liste von
832 Bradley'schen Sternen gütigst mitgetheilt Die 250 Arge-
tander'schen Sterne befinden sich im VII, Bande der Bonner
Beobachtungen. Die Beobachtungen der Bradley'schen Sterne

lOO

habe ich begonnen, und da es sich bald herausstellte, dass
die Anzahl der Sterne mit hellen Begleitern sehr gering ist,
so habe ich mitunter auch solche Begleiter gemessen, welche
entweder schwächer als lo. Grösse sind, oder eine grössere
Distanz als 3' haben. Die im Jahre 1886 erzielten Resultate
sind folgende:

225 Sterne ohne Begleiter wurden in 226 Nächten be-
obachtet,
47 Sterne mit einem Begleiter wurden in 114 Nächten
gemessen,
7 Sterne mit mehreren Begleitern wurden in 35 Nächten
gemessen.
Ausserdem habe ich, ebenfalls auf Empfehlung des Herrn
O. von Struve, von 2 und 02 weiten Doppelsternen
21 Stempaare in 61 Nächten gemessen.
Die Messungen bestanden, je nach Beschaffenheit der Luft,
aus 2 bis 4 Einstellungen der Position mit Drehung des Po-
sitionskreises von rechts nach links, und aus ebensoviel Ein-
stellungen mit Drehung in umgekehrter Richtung, und sodann
aus je 3 bis 5 Einstellungen der Distanz zu beiden Seiten des
festen Fadens. Es wurden somit Doppeldistanzen, mit Elimi-
nirung der Coincidenz, erhalten. Ich habe meist eine 1 70 fache
Vergrösserung angewendet. Beobachtungen zur Ermittelung-
der Aufstellungsfehler des 1 2 inch Aequatoreals habe ich in
3 Nächten angestellt. Die Veränderungen in der Aufstellung-
sind sehr gering.

Die Zeitbestimmungen am Passageninstrument wurden von
mir in der üblichen Weise wie in den früheren Jahren angestellt.
Die Cometenbeobachtungen sind in den Astronomischen
Nachrichten erschienen. Die Planetenbeobachtungen, sowie
die Messungen der Struve'schen Doppelsterne, werden demnächst
in derselben Zeitschrift erscheinen.

Der erste Band meiner Beobachtungen ist im Drucke er-
schienen, und wird im März 1887 zur Versendung gelangen.
Die noch nicht publicirten Beobachtungen sind zum grössten
Theil reducirt.

B. von Engelhardt.

Dresden.

(Königl. mathematischer Salon.)

Das Meridian lo cal , welches das Passageninstrument, eine
Stemuhr, eine Uhr für mittlere Zeit und mehrere meteorologische
Instrumente enthält, erforderte und erhielt, nachdem es seit
1828 ohne Aufbesserung im Gebrauch gewesen, eine gründ*

lOI

liehe Reparatur. Das von den sehr gut fundirten Pfeilern ab-
genommene Passageninstrument wurde während dieser Repara-
turzeit an der Axe mit Stahlringen und in den Lagern mit
Achatplatten versehen, erhielt am Rohre nahe dem Oculare
einen Declinationskreis mit Libelle und Lupen, und vor dem
Oculare ein Prisma. Sämmtliche Aenderungen und Neuerungen,
sowie auch ein handlich construirter Umlegeapparat sind von
dem Mechaniker G. Hey de zu Dresden exact ausgeführt wor-
den. — Die astronomischen Beobachtungen waren vornehmlich
Sonnen- und Fixstem-Culminations-Beobachtungen, und wurden
hauptsachlich behufs Abgabe genauer Zeitbestimmungen für
die K. Sächsischen Eisenbahnen, für die Normaluhr Dresdens
und für technisch militärische Arbeiten ausgeführt. Beobach-
timgen anderer Art, z. B. der Sternbedeckungen, Jupitermonde-
verfinsterungen, Planeten- und Cometen-Erscheinungen, Sonnen-
flecken u. s. w. wurden zu populären Veröffentlichungen in
hiesigen Zeitschriften benutzt, um die Aufmerksamkeit der Le-
ser möglichst oft auf astronomische Gegenstände zu lenken. —
In dem mit dem astronomischen verbundenen meteorologischen
Observatorium wurde mit 1885 eine Reihe abgeschlossen, da
von 1886 an sowohl in den Instrumenten selbst, als auch im
Gebrauch derselben und in der Eintragung der Beobachtungs-
ergebnisse in die meteorologischen Tagebücher Aenderungen,
entsprechend dem jetzigen Standpunkt, in Gebrauch kamen.
Ein vorzügliches Barometer mit Millimeterscale, ein Haarhygro-
meter statt des Psychrometers (da letzteres im Winter ungenaue
Resultate ergibt), eine Vereinfachung der Abmessung der Re-
genhöhen aus dem 10 pariser Quadratfuss an Auffangfläche ent-
haltenden Regenmesser u. s. w. wurden in Anwendung ge-
bracht. Um die mittlere Jahreswärme möglichst genau zu er-
fahren, wurde ein als „Integralthennometer" bezeichnetes Ther-
mometer construirt, welches sehr langsam Wärme aufnimmt
und abgibt, und zur Probe im Saale des Salons aufgestellt.
Die Prüfung erfordert noch einige Abänderungen, und nach-
dem die Construction genügt, sollen zwei derartige Integral-
thermometer auf der Plattform des Salons, das eine in der
Sonnenbescheinung , das andere frei von Sonnenbescheinung
aufgestellt werden, um für beide Fälle die mittlere Jahreswärme
zu erfahren. — Die meteorologischen Aufzeichnungen 'fanden,
wie bisher, Benutzung bei Entscheidung in manchen Rechts-
fallen, bei technischen Einrichtungen u. s. w. — Eine ver-
mehrte Auflage (1828 bis mit 1885) der Beobachtungsergebnisse
der Witterung zu Dresden wird im Laufe dieses Jahres er-
scheinen.

Dr. A. Drechsler.

I02

1 1 Parthenope

22 Kalliope

28 Bellona

29 Amphitrite

35 Leukothea

42 Isis

47 Aglaja

53 Kalypso

113 Amalthea

137 Meliboea

141 Lumen

177 Irma

230 Athamantis

2
I
6

258 Tyche

Düsseldorf.

Ausser den zur Berichtigung der Instrumente und Uhren
dienenden Beobachtungen wurden hier im Jahre 1886 amSieben-
füsser folgende Kreismikrometer -Beobachtungen von Planeten
gemacht :

56 Melete

57 Mnemos)aie

58 Concordia
61 Danae
70 Panopaea
78 Diana
79. Eurynome

108 Hecuba

also im Jahre 1886 von 22 Planeten 63 Beobachtungen
und seit 1847 von 161 Planeten 1334 Beobachtungen.

Die diesjährigen Beobachtungen sind mit Ausnahme einer
Isis-Beobachtung, die mein Sohn Wilhelm während eines Ur-
laubs aus Hamburg hier anstellte, von mir gemacht worden.
Der von mir am 4. Mai entdeckte Planet 258 Tyche verdankt
Herrn Director G. Rümker in Hamburg seinen Namen. Das
Zählen der Uhrschläge wird durch die bereits in der geringen
Entfernung von 320 Metern vorüber fahrenden Eisenbahnzüge
leider oft gestört.

Für das Berliner Jahrbuch setzte ich die Vorausberechnung
von 4 Planeten fort, während mein Sohn von Hamburg aus
seine Berechnung von 3 Planeten einsendete und sich an den
Hamburger Beobachtungen möglichst betheiligte.

Robert Luther.

Genf.

L'observatoire a pourvu de son mieux pendant Tann^e 1886
aux divers Services qui lui sont impos6s.

Les comparaisons quotidiennes des produits de Tlndustrie
horlogire de la ville avec le temps moyen ont continue avec
un succ6s toujours croissant. 506 montres ou chronom^tres,
dont trois de marine, ont et6 examin^s, et la plupart des
marches constat^es ont d6montr6 une fois de plus rexcellence
de leur fabrication. Le concours special destin6 ä l'^tude de
la compensation aux temp6ratures , commenc6 fin 1885, s'est
tcrmin6 avec le mois de f6vTier 1886. 38 pi^ces Tont subi
honorablement, et Mr. Gust. Cellerier, qui avait d^jä en 1884
etudie les resultats du premier concours de cette esp^ce, a
poursuivi ses recherches sur le sujet. Elles se trouvent rc-
sumces dans un cahier qui vient d'^tre imprime dans les

»03

M6moires de la Soci6t6 de Physique et d'Histoire
Naturelle de Gen^ve, intitul6: „Etüde Num^rique des Con-
cours de Compensation de Chronom^tres faits ä TObserva-
toire de Gen^ve en 1884 et 1886".

83 d^terminations d'heure, tantöt par le Soleil, tantöt par
des 6toiles ont 6t6 ex6cut6es pendant rannte. Mais de longues
s^ries de jours brumeux se sont de nouveau fait sentir d'une
maniere f^cheuse pour le r^glage de nos horloges de compa-
raison. EUes nous ont confirm6 Turgence d'^tre munis d'un
Instrument de pr^cision suppl6mentaire. Nous avons aujourd'hui
la perspective assuree de recevoir prochainement un rdgula-
teur 61ectrique, grand modele, d'apr^s le type fabriqu6 avcc
Saccus par Mr. Hipp k Neuchätel.

L'6quatorial Plantamour a 6t6 utilise par M. Kammennann
pour observer les sept com^tes visibles pendant Tann^e 6coul6e,
II a obtenu 4 positions de la com^te 1885 V, Brooks 2; 12 de
la com^te 1886 I, Fabry; 17 de la com^te 1886 II, Bamard;
9 de la com^te 1886 V, Brooks i ; 2 de la com^te 1886 III,
Brooks 2 ; 9 de la com^te 1 886 VII, Finlay ; et 8 de la com^te
1886 IX, Bamard -Hartwig. II a vainement cherch6 dans le
ciel la com^te Winnecke; mais il a 6tudi6 diverses n^buleuses
et l'aspect des planstes principales.

Pendant quelques soir^es favorables, en f^vrier et mars,
il a scrut6 les caract^res de Tanneau de Satume, et il y a re-
comiu, en employant un grossissement de 800, Texistence d'un
bourrelet brillant, contigu k la division de Cassini, signaI6
en premier lieu par MM. Henry k Paris et par M. Perrotin k
Nice. L'ombre de la plannte sur Tanneau lui est apparue
parfaitement r^guli^re, sans les brisures indiqu6es par quel-
ques observateurs.

Une exp^rience heureuse est venue confirmer les convic-
tions ant^rieurement acquises sur les qualit^s optiques remar-
quables dont est dou6 notre objectif de Merz. II a 6t6 pos-
sible par son moyen de discerner la n6buleuse situ6e dans
les P16iades, autour de T^toile Maia, n6buleuse d6couverte au
moyen de la Photographie par Mrs. les fr^res Henry, et con-
stat^e par M. O. Struve k Poulkova, avec son refracteur de 30
pouces. Les pr^cautions prises pour r6ussir dans cette ten-
tative ont 6t6 Temploi d'un petit 6cran masquant T^toile et
Unterposition d'un verre d'urane, ou d'une pr^paration d'es-
culine, propre k rendre plus visibles les rayons chimiques
agissant d'une maniere particuli^re sur les plaques photogra-
phiques. M. Kammennann a pu ainsi obtenir le 2 Avril une
esquisse de la n^buleuse concordant fort bien avec le dessin
publie par M. Struve dans les Astr. Nachr.

I04

M. Kammermann a imprim^ dans les Archives des
Sciences, No. de Juin, une note sur les apparences r6cem-
ment d^crites de la N^buleuse d'Androm^de.

Le mSme astronome, pr6pos6 au Service m^tdorologique,
en controle incessamment les observations , qui sont publikes
chaque mois dans les Archives des Sciences, avec Celles
qui nous sont transmises par les religieux de Thospice du
Grand Saint Bemard. Le r6sum6 annuel pour 1885 a paru
dans le No. de Juillet. A Gen^ve, nos instruments enregistreurs
ont 6i6 compl6t^s par un barographe, Systeme Redier, ofFert
a rObservatoire par M. Philippe Plantamour.

11 me reste ä relater ici le r6sultat d'une Operation g6od^-
sique, ex6cut6e par mon pr6d6cesseur de concert avec r6mi-
nent coUaborateur qui Ta trop tot suivi dans la tombe.

En Juin et Juillet 1881, Em. Plantamour et Th. v. Oppolzer
entreprirent ensemble la d6termination de la difF6rence de
longitude entre Vienne et Gen^ve, et se transport^rent alter-
nativement aux deux stations pour y faire les observations
d*6toiles necessaires. Les calculs relatifs k cette Operation
occup^rent les demiers mois de la vie de Plantamour. Je
m'appliquai k les terminer ensuite, et je parvins k la valeur
40™44?676 ±0^.022 pour la difF6rence de longitude Vienne-
Gen^ve. A ma requ^te, Oppolzer voulut bien faire executer ä
Vienne la v^rification de ce r^sultat, et il obtint 4o"44!6i7
±:o!oi2. La moyenne de ces deux valeurs:

40" 44^64
peut 6tre consid6r6e comme tr^s voisine de la v6rit6,

E. Gautier.

Göttingen.

Meine Ernennung zum ordentlichen Professor der Astronomie
und Director der königlichen Sternwarte erfolgte im October
des Jahres 1885, und am i. April 1886 trat ich mein Amt an.

Während die praktische Astronomie hier in den letzten
Jahrzehnten so ziemlich geruht hatte und für die Ausstattung
der Sternwarte wenig geschehen war, sind für die nächste Zeit
erhebliche neue Einrichtungen in Aussicht genommen.

Wenn auch die Einrichtung der im Jahre 1804 begonnenen
und 18 16 von Gauss in Benutzung genommenen Sternwarte
einer grossen Zahl von Astronomen bekannt sein wird, so dürfte
es doch angemessen sein, hier eine kurze Beschreibung der-
selben zu geben.

Das Hauptgebäude der Sternwarte bildet ein 35 Meter langes
und 1 2 Meter breites von West nach Ost gerichtetes Rechteck,

gegen dessen westliches und östliches Ende zwei nach Norden
weisende Flügel mit Dienstwohnungen stossen, so dass von
den drei einzelnen Theilen des Gebäudes ein nach Norden
offener Hof eingeschlossen wird. Nach Süden hin, wo die
Sternwarte eine Fa^ade von schönen architektonischen Ver-
hältnissen in dorischem Stil zeigt, tritt man von den Sälen un-
mittelbar auf eine 1.7 Meter über der Umgebung liegende Ter-
rasse von 61 Meter Länge und 12 Meter Breite, die auch die
Anssenseiten der beiden Wohnungsflügel einschliesst und trans-
portablen Instrumenten zu Beobachtungs- und Lehrzwecken
eine bequeme Aufstellung gewährt. Die Aussicht von der
Terrasse ist im Laufe der Zeit durch die Ausdehnung der
Stadt über die Grenze der alten Umwallung hinaus am Hori-
zont ein wenig beschrankt worden, jedoch ist es gelungen, die
Gesichtslinie des Reichenbach'schen Meridiankreises bis jetzt
und auch für die Zukunft frei zu halten. Nach Osten hin
geht durch den Hainberg, an dessen Abdachung die Stern-
warte liegt, ein Streifen am Horizont verloren.

Das Hauptgebäude enthält in der Mitte eine überwölbte
Halle, zu der vom Hofe und von der Terrasse zwei einander
gegenüber liegende Portale führen, und an die nach Norden
das Treppenhaus für den über dieser Rotunde liegenden Kup-
pelraum stösst. Nach Ost und West gelangt man von der
Mitte in zwei gleichgebaute Meridiansäle von 9.8 Meter Aus-
dehnung in der Richtung Nord-Süd und 6.5 Meter nach Ost-
West, und daran stossen wieder zwei zur Aufnahme von Biblio-
thek und Instrumenten sowie zu magnetischen Beobachtungen
dienende grosse Säle mit Thüren einerseits zur Terrasse, an-
dererseits zu den beiden Wohnungsflügeln. Der vorhin er-
wähnte Kuppehraum hat bis jetzt noch nicht zur Aufnahme
eines grösseren Instruments gedient, und die in firüherer Zeit
gemachten gelegentlichen Versuche, dort an kleineren Instru-
menten, u. a. am Fraunhofer'schen Heliometer Beobachtungen
anzustellen, scheiterten an der gänzlich ungeeigneten Einrich-
tung der Drehkuppel.

Der Sternwarte steht nun ein grösserer Umbau bevor, in-
dem das das ganze Gebäude bedeckende Kupferdach imd die
darunter befindlichen, den Bewegungsmechanismus der Meridian-
klappen verbergenden Bodenräume beseitigt werden und ein
neues Dach mit Papp- und Kiesbekleidung hergestellt wird,
dessen Gebälk von den Sälen sichtbar ist. Femer werden die
nur 44 Centimeter breiten Meridianspalten auf 80 Centimeter
erweitert, der Kuppelraum wird umgebaut und durch eine neue
Drehkuppel von Howard Grubb abgeschlossen, und das Trep-
penhaus wird derartig umgestaltet, dass man mit Umgehung

YierteljalirBBchr. d. Astronom. Gesellschaft. 22. 8

io6

des das neue 6 zöllige Heliometer aufnehmenden Kuppelraumes
direct auf das Dach und zu den daselbst befindlichen beiden
kleineren Beobachtungfspfeilem gelangen kann.

Die Sternwarte besitzt an grösseren Instrumenten die Me-
ridiankreise von Repsold und Reichenbacli von 4 ZoU Oeff-
nung, ersterer 1818, letzterer 181Q aurgestellt, und das 4_'/5 zöl-
iige Passageninstrument von Reichenbach vom Jahre 1818.
Ferner an beweglichen Instrumenten ein kleines Passagen-
instrument {früher Theodolit) mit gebrochenem Femrohr von
Ertel, das Fraunhofer' sehe Heliometer (3 Zoll Oeffnung) aus
dem Jahre 1S14, mit welchem die beiden Vennsvorübergänge
auf den Auckland-lnseln und in Punta Arenas beobachtet sind
und welches ich längere Jahre in Strassburg benutzt habe;
weiter Fernrölire von Steinheil und Merz von 4 Zoll Oeffnung
mit paiallaküscher Aufstellung und ein in den letzten Jahren
angeschaffter 6 zoll ige r Cometensucher von Merz, ebenfalls
parallaktisch montirt. Dazu kommt noch eine Reihe kleinerer
Instrumente von Dollond, Fraunhofer, Plössl, Voigtländer, und
viele kleine Apparate, Sextanten, Prismenkreise, Heliotrope,
Theodoliten, Ausfeld'scher Chronograph, Spectral-Apparate,
Planimeter u. s. w.

Von den grossen Lilienthaler Instrumenten, die mancher
Besucher hier noch zu sehen hoffl, sind nur noch Ueberbleibsel
vorhanden, u. a. die beiden Spiegel von 20 Zoll Durchmesser
und 27 Fuss Brennweite des in den Aphroditograph Ischen
Fragmenten von Schröter beschriebenen Teleskops. Bei meinem
Dienstantritt habe ich unter den stark verwahrlosten und der
gänzlichen Zerstörung anheimgegebenen alten Gegenständen
eine gründliche Umschau gehalten, historisch interessante Sachen
wieder von neuem in das Inventar aufgenommen und von alten
von Würmern zerfressenen und schon von Gauss als unbrauch-
bar abgesetzten Inatrumenten die Metallthcilc, soweit sie noch
gut erhalten waren, abgetrennt und mit kurzen Beschreibungen
über ihre frühere Verwendung im Inventar versehen. Einige
der noch zu Gauss' Zeiten vorhandenen Instrumente sind in
den ersten Jahren nach dessen Tode auf Befehl der damaligen
Regierung nach Hannover verkauft; dazu gehören ein i3füs-
siges Newton'sches Spiegelteleskop von Schröter, zwei Fern-
rohre mit Fapprohr von Baumann und ein 3 füssiger Quadrant
von Sisson. Unter den älteren Instrumenten sind femer noch
zu erwähnen der Mauerquadrant von Bird von 6 Fuss Halb-
messer und der 3 fussige Quadrant von Campe mit eisernem
Stativ, weiche Tobias Mayer auf der alten Sternwarte benutzte,
zwei Cassegra'ü'sche Spiegelteleskope von Short und Chevalier;
ausserdem Sonnenringe, Astrolabien, Jovilabium, zwei kleine

I07

Heliometer älterer Constructioii, ein Zugfemrohr mit 14 Aus-
zögen von Pappe, 9 Meter lang, Objectiv von Campani 1687,
verschiedene Binoculartuben mit Holzröhren und Corduan-
äbenug, ein Herschel'sches Lampenmikrometer von Holz u. s. w.

An Uhren besitzt die Sternwarte die noch jetzt recht brauch-
bare Pendeluhr von Hardy mit Quecksilber-Compensation (Ge-
schenk des Herzogs von Sussex 1826), eine weniger gute Pen-
deluhr von Shelton mit Rostpendel und einen Secundenzähler
von Shelton; an Chronometern ein Mittl. Zeit- Chronometer
von Berthoud (1808 vom König Jerome von Westphalen ge-
schenkt), ein Mittl. Zeit-Chronometer von Sackmann in Altona,
zwei Taschenuhren von Knoblich und zwei Secundenzähler in
Taschenuhrformat. Eine Pendeluhr von Liebherr und die von
Gauss bei der Hannover'schen Gradmessung angewandten beiden
1 2 zöUlgen und ein 8 zölliger Theodolit sind mit verschiedenen
kleinen Apparaten im Jahre 1868 an das unter Leitung von
Herrn Professor Schering stehende erdmagnetische Institut
übertragen.

Das bei den Herren Repsold in Hamburg bestellte Helio-
meter von 6 Zoll Oeifnung wird im Frühjahre 1888 aufgestellt,
femer wird Herr Dencker in Hamburg eine Pendeluhr mit
Quecksilber-Compensation und Stromunterbrechung nebst Ziffer-
blättern liefern, und Herr Matthias Petersen in Altona ein Stern-
zeit-Chronometer, welches zur Zeit an der Chronometerprüfung
auf der Seewarte in Hamburg theilnimmt.

Meine erste in Göttingen unternommene Arbeit war die
Ordnung und genaue Aufoahme der Bibliothek, welche nach
dem neu angefertigten Catalog zur Zeit etwa 1 700 Nummern
enthält. Der Bestand der Bibliothek ist andern Sternwarten
gegenüber ein wenig bedeutender, da in den letzten Jahr-
zehnten auf die Vergrösserung wenig Bedacht genommen wurde
und auch Gauss bei der reichlichen Zufuhr, die seine eigene
Bibliothek erhielt, aus dem Etat der Sternwarte geringe An-
schafifungen machte; auch wird die Göttinger Sternwarte durch
Schenkungen und Zusendungen bei weitem nicht in derselben
Weise bedacht, wie ich es an der Strassburger Sternwarte ge-
wohnt war. Ich habe im Laufe des letzten Jahres ziemlich
bedeutende antiquarische Ankäufe gemacht, auch ist meinen
Bemühungen um Ausfüllung der grossen Lücken in fortlaufenden
Publicationen u. a. die Royal Astron omical Society in London
in sehr dankenswerther Weise entgegengekommen; femer ge-
lang es, aus der als Maculatur in den Handel gekommenen
Privatbibliothek von Professor Klinkerfues einen Theil eben-
falls nach Gewicht von einem Althändler zurückzuerwerben,
wodurch sich die Bibliothek für einen Kostenaufwand von

io8

27 Mark um 142 Nummern vergrösserte, von zahlreichen Dub-
letten abgesehen. Eine sehr grosse Aonehmlichkeit erwuchs
auch daraus, dass Herr Professor Schering die Freundlichkeit
hatte, aus der von ihm verwalteten und der Königlichen Ge-
sellschaft der Wissenschaften gehörenden Gauss'schen Bibliothek
sämmtliche in der Stemwartenbibliothek fehlenden Werke zur
Benutzung zu überweisen.

Die Sternwarte ist im Besitze zahlreicher Manuscripte, Rechen-
hefte und Beobachtungssammlungen, sowie von CoÜegienheften
und Entwürfen zu Vorträgen von Tobias Mayer, deren Inhalt
im wesentlichen von ihm selbst in den Kosmographischen Nach-
richten und den Conmientarii Soc. Reg. Gotting. I— IV und
von Lichtenberg in den Opera inedita bekannt gemacht ist.
Femer werden noch viele amtliche Schreiben aus Hannover,
die hauptsächlich Veränderungen auf der alten noch jetzt in
einigen Mauerresten der Stadtumwallung erkennbaren und im
siebenjährigen Kriege von den Franzosen zugleich auch als
Pulvermagazin benutzten Sternwarte betreffen, sowie verschiedene
Briefe von Leonhard Euler u. a. an Tobias Mayer aufbewahrt
Ich habe diese Papiere einer gründlichen Durchsicht unter-
worfen, um etwa noch nicht bekannt gemachte Beobachtungen
aufzufinden, und dafür Sorge getragen, dass dieselben in Zu-
kunft sorglaltig aufbewahrt werden. An Reliquien von Tobias
Mayer sind ferner noch 6 sehr schöne Kupferplatten zu den
„Mondkugcln", sowie die denselben zu Grunde liegenden Hand-
zeichnungen und Abdrücke nach den Platten vorhanden, die
von Lowitz besorgt sind.

Wie die Bibliothek, so ist auch das gesammte Inventar an
Instrumenten und kleineren Apparaten von neuem aufgenommen,
wobei viele in Vergessenheit gerathene Dinge von historischem
Interesse wieder eingeführt sind. Bei diesen Arbeiten wurde
ich von Herrn Calculator Heidorn sehr eifrig unterstütet.

Was nun die astronomischen Arbeiten auf der Sternwarte
betrifft, so kann davon vor der Vollendung des Umbaus und
der Aufstellung der neuen Hülfsmittel nicht viel erwartet wer-
den. Nachdem ich mich in den vorangehenden 13 Jahren
und besonders in den letzten 4 Jahren meines Strassburger
Aufenthalts hauptsächlich der Beobachtungsthätigkeit gewidmet
habe, ist mir in Anbetracht meiner Lehrthätigkeit eine zeit-
weise Unterbrechung ganz erwünscht, mit Eintreffen des neuen
Heliometers hoffe ich mich in Gemeinschaft mit dem dann
anzustellenden Observator wieder eifrig mit Beobachtungen be-
schäftigen zu können. Der Assistent der Sternwarte Dr. Leitz-
mann hat ausser gelegentlichen Beobachtungen am Reichen-
bach'sclieji passageninstrument zur Zeitbestimmung begonnen

I09

sich mit dem Fraunhofer'schen Heliometer bekannt zu machen
and eine Triangulation der helleren Sterne der Plejaden in
Angriff genommen. Das Heliometer steht auf der Terrasse in
einem bei den Mitgliedern der Venusdurchgangs -Expedition
nach Punta Arenas in schlechtem Andenken stehenden eisernen
Drehthurme, der indessen bei der vorzüglichen Fundamentirung
Dnd infolge einiger an ihm angebrachten Verbesserungen jetzt
ausserordentlich leicht drehbar ist

Regelmassige meteorologische Beobachtungen besorgt das
physikalische Institut der Universität; auf der Sternwarte wer-
den nur Mittags bei Gelegenheit der Uhrvergleichungen Auf-
zeichnungen über die Witterung gemacht, aber ein Barograph
von Greiner und Geissler und ein Metallthermograph französi-
schen Fabrikats befinden sich beständig in Thätigkeit.

Meine Vorlesungen über sphärische und praktische Astronomie
wurden von 4 bis 5 und die über Gegenstände allgemeineren
Inhalts im Maximum von 14 Zuhörern besucht. Zu ihrer prakti-
schen Ausbildung nahmen die Herren Clemens aus Sorau,
Hajn aus Dresden, Brosinski aus Jägersburg (Brandenburg) und
Grossmann aus Rotenburg (Hannover) an den Arbeiten der
Sternwarte theil, und am Freitag Abend kommen die Mitglieder
des mathematisch -physikalischen Seminars zur Anstellung von
Uebongen auf die Sternwarte.

In den letzten Monaten sind die Cometen von Brooks,
Baxnard von Dr. Leitzmann und mir, sowie von den Prakti-
kanten wiederholt an Femröhren mit Kreismikrometer beob-
achtet worden (s. A. N.).

An rechnerischen Arbeiten habe ich mir noch Manches aus
Strassburg mitgenommen; zur Zeit bin ich mit der Bearbeitung
meiner Beobachtungen am Altazimuth beschäftigt. Ferner sind
die von Professor Klinkerfues in den Jahren 1858 bis 1863
ausgeführten Zonenbeobachtungen zwischen +15° und — 1 5°
von neuem der Vergessenheit entzogen, und wir haben vor
einiger Zeit damit begonnen, das Material zu sammeln und
zahlreiche noch nicht abgelesene Chronographen -Streifen zu
bearbeiten, um dann sämmtliche von den verschiedensten Rech-
nern und von Prof. Klinkerfues selbst unter den verschiedensten
Gesichtspunkten ausgeführten Reductionen von Grund aus neu
zu bearbeiten und dabei die nahe gleichzeitigen Beobachtungen
von Argelander in Band VI der Bonner Beobachtungen und
den Catalog von Schjellerup, nachdem diese in genaue Be-
ziehung zu einander gebracht sind, als Grundlage zu nehmen.

Wilhelm Schur,

Gotha.

In der Bearbeittmg der Zone 25° — zo° sind auch im ab-
gelaufenen Jahr namhafte Fortschritte gemacht worden. Da
ein eingehender Bericht der diesjährigen Versammlung der
Astronomischen Geseilschaft erstattet werden wird, so beschranke
ich mich hier auf die Mittheilung, dass die Ableitung der
mittleren Oerter für 1875.0 begonnen und gegenwärtig (Anfang
Februar 1887) in Rectascension für ein Drittel, in DeclinatiOD
für ein Viertel der gesammten Anzahl von Subzonen beendet
ist. Ich hoffe diesen Abschnitt im Laufe des Jahres zu voll-
enden, um noch vor der voraussichtlich im nächsten Jahre be-
ginnenden Drucklegung die wie es scheint nicht unerhebliche
Anzahl von Minutenfehlern, die sich infolge der anfänglich
geringen Uebung des Gehülfen in die Kreisablesungen einge-
schlichen haben, am Meridiankreis oder Aequatoreal aufltlären
zu können. — Der vorgeschrittene Stand der Reductionen hat es
mir ermöglicht, den Wünschen fremder Astronomen bezüglich
Mittheilung von Positionen von Zonenstemen schneller und aus-
führlicher nachzukommen, als es früher geschehen konnte.

Neben dieser Hauptarbeit hat mich während eines Theils
des letzten Jahres eine andere grössere rechnerische Arbeit
beschäftigt, Bekannthch sollen in Erfüllung eines letzten Willens
des verstorbenen Professor J. Watson für alle von ihm entdeckten
Asteroiden Tafeln hergestellt werden, die den Ort der Planeten
in zukünftigen Oppositionen mit Leichtigkeit Snden lassen. Um
die hierzu erforderliche Entwickelung der allgemeinen Jupiter-
störungen von Hülfsarbeitern ausführen lassen zu können, die
zwar in numerischen Rechnungen hinlänglich bewandert, aber
nicht genügend vorgebildet sind, um sich in den Hansen'schen
Schriften zurecht zu finden, ersuchte mich Herr Prof. S. Newcomb,
die einschlägigen Formein der ,, Auseinandersetzung u. s. w."
zweckentsprechend zusammenzustellen und ihre Anwendung
durch ein ausfiiliriiches Beispiel zu erläutern. Ich habe dieser
Aufforderung gern entsprochen und nach Prof. Newcomb's Vor-
schlag als Beispiel die allgemeinen Jupiterstörungen erster Ord-
nung des Watson'schen Planeten Eurynome berechnet.

Abgesehen von den zur Untersuchung der Instrumente und
ihrer Hüifsapparate dienenden Messungen vertheilen sich die
Beobachtungen des Jahres 1886 wie folgt.

Am Meridiankreis wurden beobachtet in Rectascension
207 Durchgänge von Polstemen
560 • 8 Fundamental Sternen

466 "> » Sternen des Mayer'schen Catalogs

rä DeclinaüoQ

548 FimdametiUl- und
492 Mayer'sche Sterne.
Am Aeqnatoreal worden durch mikrometrische Anschlüsse
12 OrtsbestiTomungeii des Cometea 1886 I

7 > > > 1886 U
2 . . . 1886 V

8 * » t Bamard-Hartwig
erhalten.

Der Ort des Gore'schen Veränderlichen bei j;' Orionis wurde
aasser durch eine Meridianbeobachtung dnrch zwei Mikrometer-
beobach taugen (eine 1885) am Aequatoreal festgelegt; seine
Helligkeit wurde an weiteren 7 Abenden durch Vergleichung
mit benachbarten Sternen der Bonner Durchmusterung bestimmt.
— Da es zur Aufklärung der auffallig starken Abweichungen,
welche mehrere sowohl hinsichtlich ihrer Bahnelemente als ihrer
absoluten Störungen bestbestimmte kleine Planeten zeigen, dien-
lich sein dürfte, die regelmässige Beobachtung noch über eine
Reibe von Oppositionen fortzusetzen, so habe ich für den von
mir bearbeiteten und durch die Auffindung einer zweiten älteren
Beobachtung (A.N. 2749) doppelt interessanten Planeten Am-
phitrite in Ermangelung einer Vorausberechnung im Berliner
Jahrbuch eine Ephemeride für die vorjährige Opposition nach
meinen Tafeln berechnet und den Planeten am Aequatoreal
dreimal beobachtet. Auch einige andere Sternwarten , denen
ich die Ephemeride schrit^lich mitgeth«ilt, haben meinen hier-
auf bezüglichen Wünschen bereitwilligst entsprochen.

Der Vorrath an astronomischen Instrumenten hat im vorigen
Jahi eine dringend nothwendige Ergänzung durch den Erwerb
eines neuen Fuess'schen Chronographen erhalten, welcher an
die Stelle des alten unbrauchbaren Ausfeld'schen Apparates ge-
treten und neben dem Aequatoreal aufgestellt ist. Die meteo-
rologischen Instrumente wurden durch ein der Sternwarte ge-
schenkweise überlassenes Fuess'sches Normalthermometer von
feinster Ausführung vermehrt. Auch die Bibliothek hat wiederum
Dank der Liberalität von Instituten und Privatpersonen eine
ansehnliche Bereicherung erfahren.

E. Becker.

Grignon.

L'observatoire du Prieur6 de Grignon pourra compter j'es-

pire, Vann^e 1886 comme point de d6part d'une nouvelle

Stade dans l'histoire de ses travaux. En effet, l'installation

d'une peüte imprimerie destin^e ä la publication de nos re-

cherches, nous a dßjä permis de faire paraltre Je premier fasci-
cule d'un bulletin in 8°, intitnlä Proslogium et dont il sera
par]^ plus bas.

Par le fait de cette nouvelle Organisation, et par l'absence
plus ou moins prolong^e de quelques-uns d'entre nous, nous
n'avons pu obtenir dans le cours de cette ann^e, des obser-
vations aussi Dombreuses et aussi r^goli^res que pr^c^demment ;
toutefois on a continud k observer les aspects physiques des
principales planstes, selon le programme adoptä depuis huit ans.

1. Dans la DOtice des travaux de l'aim^e 1884, j'avais
oubli^ de mentionner une not« relative ä la diff^rence des
temp<Jratures propres ä chaque zone de la surface solaire.
M. G. A. Hirn avait montr^ que la temp^rature solaire pouvait
se d^terminer d'apr^s une formule connue de thermodynamique,
exprimant la vitesse dYcoulement des gaz en fonction de la
temp^rature ; en appliquant cette formule aux protubärances,
il trouvait que la temp^rature interne du soleil devait ^tre de
2200000°. Partant de \ä, j'ai fait voir que la diff^rence des
hauteurs des protub^rances pennettait de calculer la ditKrence
de temp^rature, seit pour teile latitude soit pour teile 6poque
d'activit6. Ainsi par exemple, d'aprös les donnSes du P. Secchi,
la difförence de tempt^rature pour les latitudes bor^ales de
85° et 35° devait ßtre en 1871 de 646800 centigrades, (Voir
les C. R. de l'Ac. des Sc. de Paris, t. XCIX, p. 363.)

2. Plusieurs halos solaires ont &t6 observäs en 1886. Par
contre les lueurs rouges ont 6ti rares, relativement ä ce qu'el-
les 6taient auparavant. Des observations pb^nologjques sur
l'epoque de feuillaison et de floraison de certaines plantes de
Grignon ont 6t6 commenc^es pour cette ann^e (obs. PI. Dd-
moulin et B, Rimelin); on s'est mis en mßme temps ä noter
avec UD peu plus de suite qu'on avait fait jusqu'ä präsent les
^poques des d^parts et des retours des oiseaux voyageurs. Les
orages, la direction du vent, et la nöbülositd du ciel ont il6
ajouti5s aux autres observations m6t6orologiques Institutes de-
puis quelques ann^es (obs. D. D4moulin).

3. Le soleil n'a it€ observ6 qu'un tr^s petit nombre de
fois. On a notö l'absence des taches, la visibilit^ de faibles
facules crati^rifotmes et la transformation nucl6aire d'une tache,

4. Quelques observations priiüminaires sur les aspects phy-
siques de Hercure nous ont donnä espoir d'abouür A des r6-
sultats nouveaux ou peu connus.

5. Lors de Topposition de Mars, je n'aj observ^ cette plannte
que deux ou trois fois. J'ai conatat6 des apparences absolu-
ment idenliques ä celles que j'avais vues auparavant, telles que

formations circulaires ; elles ont 6t6 ^galement vnes et dessln^es
par Dom PI. D6mouIin et Dom Et. Siffert.

6. Pendant hoit mois de l'annee, 119 dessins de Jupiter
ont 6t6 recneillis par cinq d'entre nous. 11s suffisent pour
peimettre de suivre les transfoimations incessantes des taches
de la plannte.

Je n'ai observ6 qu'une fois Taspect particulier de chaque
satellite dont j'avais entrepris Tetude en 1885.

7. Les dessins de Satume au nombre de 23 montrent que
ses taches sont revenues k Tdtat normal, c'est-i-dire qu'elles
se distribuent de nouveau en bandes paralleles k l'^quateur.
Cette tendance que je signalais d6jä dans notie demier compte
rendu, d'apr^s nos observations de 1885, est donc devenue
definitive en 1886. II sera d^s lors tr^s interessant de suf-
veiller les transformations de cette plannte, laquelle präsente
Sans doute aussi, comme Jupiter et comme le Soleil, une p^rio-
dicite qu'il Importe de d6terminer.

8. Pour suivre l'usage adopt^ les ann^es prdcedentes je
resumerai par le tableau que voici Tactivit^ de notre observa-
toire, relativement aux aspects physiques des astres dessinds:

Observateurs

tl Total

D. D^moulin ....
R. D6moulin ....

Fr. Jehl

M. Lamey

E. Siffert

Total .

4
I

2
10

33
21

I
6
I
I

35
39
4
14
85

119 23

177

9. Vingt-deux ouvrages, concernant Tastronomie et la physi-
que du globe, nous ont 6t6 adressds par divers auteurs et
observatoires. La liste en sera donnde dans le deuxi6me fasci-
cule du Proslogium qui doit prochainement paraitre; le pre-
mier fascicule a donn^ la liste bibliographique de 1885.

10. Notre recueil qui porte pour sous-titre: „Bulletin de
Tobservatoire de Grignon pour l'avancement des sciences de
la Philosophie et de la nature", n'est pas consacr^ comme on
peut le voir k Tastronomie seulement, mais k toutes les sciences
de la nature; le premier fascicule, imprim6 en 1886, renferme
hnit articles, portant chacun son num^ro de suite, et dont

114

cinq touchent k l'astronomie ; voici les titres et U sobstance
de ceux-ci:

a) Sur I'averse d'^toiles filantes du 27 novembre 1885. Note
de Dom Jehl (No. 2; 2 pages), — On a compt^ un total de
700 apparitions, constat^es k travers les nuages dans l'inter-
valle de i 20".

b) Dimensions comparatives des satelUtes de Jupiter, d6-
duites d'observations faites en 1885. Note de Dom Latney
(No. 3; 4 pages). — Ces dimensions sont tres variables et les
valeuTs moyemies prüsentent des Pearls, croissant d'une manifere
dnigmatique du premier au quatri^me satellite, comme le montre
le tableau suivant:

I i!'i76 ± 01360
II i?28i ± 0:392

III i?725 ± 0:436

IV i?286 ± 0:447

c) Note sur la configuration et la nature des taches neigeuses
de Mars. Par Dom Lamey (No. 6; 2 pages). — J'aigue de
la forme circulaire de ces taches Ä l'existence de cirques-cra-
t^res ä la surface de la plannte dont j'ai constat6 la pr^sence
en [884.

d) Sur une condition de variabilitä dans les grandeurs ap-
parentes des satellites de Jupiter. Par Dom E. Siffert (No. 7;
2 pages). — C'est une ätude de l'^cart signal6 plus haut.

e) Sp^cimens de configurations d'Uranns dessinöes en 1 885,
et remarques ä leur sujet. Par Dom Lamey (No. S; 4 pages
et I plancbe). — Cette planche renferme douze figures thoi-
sies sur les 207 dessins exicutüs ä Grignon; la ressemblance
de quelques aspects pcrmettra d'appr^cier jusqu'A que! point
jl est permis de se Her k la dur^e de rotation döduile par
conjectnre de ces comparaisons.

Un abr^g4 des notes a) et b) a d'abord paru dans les
CR. de l'Acad^mie des sciences de Paris.

Tous les articles de notre bulletin sont iraprim^s de fa^on
k pouvoir paraitre immödiatement en tirage k pari, vu le nom-
bre toujours pair des pages. Outre la pagination du volume,
chaqne articie en a une speciale, avec astdrisque. Cette dis-
position m'a paru tr^s-utile pour facititer la communication et
i'^change des travaux entre sp^cialistes.

Outre ces publications j'ai encore k signaler:

f) Memoire sur les montagnes crat^riformes de la plannte
V6nus observ^es en 1884. Par Dom Lamey, Bruxeltes 1886
in 8°. (Ann. de la Soc. scient. de Bnixelles, 10° ann^e) 17
pages avec 2 planches.

Ces denx planches contjennent zg figures. Ce memoire
est pr^c^dc d'ane analyse des observations du P. de Vico sur
les taches crat^riformes de V6nus. Je dois cette analyse 4
Tobligeance du Dr. F. Terby de Louvain.

g) Travaiw exiicut^s ä l'Observatoire de Grignon (Cdte
d'Or) en 1885. [ß"" notice] par le mßme. Karlsruhe 1886,
5 pages, in 8°. (Viertetjahrsschr. d. Astron. Gesellschaft).

Grignon, 8 mal 1887.

Fr. Mayeul Lamey
0. S. B.

HelsiDgfors.

Im Frühjahr wurde der 7 zöllige Refractor hauptsächlich zu
RiDgmikrometer-Beobachtungen der damals sichtbaren Cometen
bernUt. Die Ausbeate, die ich vom December 1885 bis zum
Mai 1886 erhielt, besteht in

61 Beobachtungen des Cometen Fabiy,
51 » . . Bamard,

5 • c » Brooks I ;

ferner in einer Reihe von Zeichnungen dieser Cometen speciell
mit Rücksicht auf die Lage und Ausdehnung des Schweifes
bestimmt durch die beDachbarten Sterne, und schliesslich in
regelmässigen V ergleich ongen der Helligkeit des Kems mit
Sternen der Bonner Durchmusterung. Dreimal hatte ich dabei
Gelegenheit den Vorübergang des centralen Theiles eines Co-
meten aber Fixsterne zu beobachten. Die Reductionen der
Beobachtungen werden bald beendigt sein. Die benutzten Ver-
gleichsteme werde ich am hiesigen Passagen! nstniment sämmt-
lich neu bestimmen. Diese Bestimmangen konnten im ver-
gangenen Herbste leider nicht durchgeführt werden, theiis we-
gen der ungewöhnlich ungünstigen Witte rungs Verhältnisse, theiis
aber weil bei dem Passageninstrumente durchgreifende Ver-
änderungen vorgenommen wurden, welche dessen Benutzung
für Beobachtungen erst im November zuliessen. Einige Probe-
sonen haben gezeigt, dass die neuen Einrichtungen in befrie-
digender Weise functioniren.

Für das Passagen Instrument sind von den Herren 1
folgende neue Tbeile' geliefert worden: ein von z' zu 2'
theilter Kreis von 48 cm Durchmesser, 4 grosse Ablesungs-
mikroskope, ein Einstellungsmikroskop mit zwei Haltern; auch
ist der Oculartheil von den Herren Repsold vollständig um-
gearbeitet tmd mit drei bewegüchen Fäden für Rectascension
versehen worden. Dem Kreise musste dieser kleine Radius
gegeben werden wegen der grossen Länge der Axe, und auch
damit der Kreis beim Umlegen nicht gegen die Arme für die

Gegengewichte anstossen könne. Ein kleinerer Kreis bietet
auch die Vortheile, den defonnirendün Einflüssen der ungleichen
Erwärmung und der Schwere weniger ausgesetzt zu sein; und
bei der grossen Vervollkommnung der Repsold'schen Theitung
ist eine fühlbare Vergrösserung der T heilungsfehler kaum za
befürchten. Die Ablesungsmikroskope, zwei für jede Lage des
Instruments, die 180" von einander abstehen, sind auf den
oberen Flächen der Pfeiler befestigt. Die Einstellung kann von
dem Beobachter bewerkstelligt werden, ohne dass er den Raum
zwischen den Pfeilern zu verlassen braucht. Hierzu dient ein
mit einem Spiegel versehenes kleines Mikroskop, dessen Hal-
ter auf der gegen diesen Raum gekehrten Seite des Pfeilers
befestigt ist. Beim Umlegen des Instruments muss das Mikro-
skop abgenommen und auf den ganz ähnlichen Halter am
zweiten Pfeiler aufgesetzt werden. An jedem Lager ist eine
Feder befestigt, welche eine Oeffnung zum Durchlassen des
Lichtes der Lampe hat. Von diesen Federn ist nur die eine
angezogen, nämlich die bei der Lampe, und drückt dabei die
Axe gegen ein am andern Lager — demjenigen in der Nähe
des Kreises — befestigtes solides Messingstück , welches un-
gehindert durch das Loch in der Feder hindurchgeht. Wenn
das Instrument zur Benutzung in der zweiten Lage umgelegt
wird, muss ein ähnliches Messingstück am zweiten Lager auf-
geschraubt und die dortige Feder schlaff, die andere stramm
zugezogen werden. Diese nicht ganz bequeme Einrichtung
musste gewählt werden, weil die Metalltheile bei dem einen
Lager nicht an passenden Stellen die hinreichende Dicke (ur
die Anbringung von mehreren Schrauben hatten; sämmtliche
Correctionseinrichtungen für Neigung und Aiimuth sind näm-
lich an dem einen Lager angebracht. Von den übrigen kleineren
Abänderungen erwähne ich nur noch, dass die ältere Einrich-
tung zur Moderirung der Stärke der Beleuchtung, welche am
Pfeiler befestigt war, durch eine neue in der Axe eingcpasste
ersetzt worden ist

Der regelmässige Zeitdienst ist von Mag. Dreijer, im Som-
mer von Stud. Eklund besorgt worden.

Die Beobachtungen der Biela -Sternschnuppen sind nach
meinen Anweisungen von den Herren H. Dreijer und P. A.
Heinricius zur Ableitung der wahrscheinlichsten Lage des Ra-
diationspunktes bearbeitet worden. Dazu ist ein Holzglobus
von 52,5 cm Durchmesser bei einem hiesigen Drechsler an-
gefertigt worden; derselbe ist sehr gut gearbeitet, so dass die
grössten auftretenden Fehler in der Länge eines halben grösstcn
Kreises bei cii^r s^lw grossen Anzahl von Messungen nie
meiir als }]£>cb3tens und nur in seltenen Fällen 0.15 cm be-

trugen. Der Grad hat dabei eine Länge von 0.46 cm. Unter
Anwendung verschiedener Hülfsmittel wurden hierauf die Decli-
nations- und Parallelkreise und die Positionen der Sterne bis
4?5 eingetragen. Die Messung geschah alsdann mit Hülfe
zweier Gradbogen, von denen der kürzere am einen Ende
einen senkrecht hervorstehenden und der Krümmung des Globus
sich anschmiegenden Ausläufer hatte. Der grössere Bogen —
von 1 40° Länge — wurde längs der auf den Globus eingezeich-
neten Stemschnuppenbahn gelegt, der andere — von 50° Länge
— so lange mit dem Ausläufer längs der Seite des grösseren
Bogens geschoben, bis die eingetheilte Seite durch einen der
supponirten Radiationspunkte ging. Der kürzeste Abstand konnte
dann unmittelbar abgelesen werden.

Mit Mitteln, welche von dem kaiserlichen Senat für Finland
zu diesem Zwecke bewilligt worden waren, ist im Sommer eine
Expedition ausgesandt worden, um die bei der Gradmessung
1833 — 45 zwischen der Insel Hogland und Torneä ange-
wandten Dreieckspunkte aufzusuchen. Herr A. G. Petrelius,
der mit der Aufsuchung betraut wurde, hat während der Monate
Juli bis October 3 1 Dreieckspunkte besucht. Bei 1 8 von diesen
wurde die Markirung in unverändertem Zustande wiedergefunden,
angenommen dass die Kupferplatte, welche in dem mit Blei
gefüllten Loche eingelassen war, überall nicht aufzufinden war.
An 2 Stellen wurde die Marke gefunden, aber der Stein, worin
das Loch eingemeiselt war, war auf die Seite gewälzt worden;
4 Punkte konnten mit Sicherheit als zerstört constatirt werden,
und 6 wurden nicht wiedergefunden, aber ihre Zerstörung als
wahrscheinlich hingestellt. Bei einem durch zwei Löcher mar-
kirten Punkt wurde nur das eine gefunden; das andere ist
wahrscheinlich zerstört. Unter den wiedergefundenen Punkten
findet sich der südliche Endpunkt der Uleäborger Basis; der
nördliche dagegen hat trotz besonders eifrigen Suchens nicht
wiedergefunden werden können und ist wahrscheinlich bei der
Herbeischaffung von Steinen für eim'ge grössere Neubauten in
Uleäboig zerstört worden. Das Signal wurde während des
Krieges 1853 zerstört; mehrere Personen haben aber überein-
stimmend denselben Platz für das Signal angegeben. Die
wiedergefundenen Dreieckspunkte sind sämmtlich durch kleine
über den Marken errichtete Mauenverke bezeichnet worden.

Anders Donner.

Heriny (Ungarn).

Personal-Verhältnisse sind im Jahre 1886 unverändert
geblieben.

Instrumente. Die Einrichtung des 10'/, zöUigea Reflec-
tors für die Himmetsphotographie erstreckte sich, wie bereits
in dem Jahresbericht für 1885 erwähnt, bis Ende März 1886.

Femer wurden in den Werkstätten einige Veränderui^en
und Verbesserungen vorgenommen. So wurde die für die
photographischen Aufnahmen der Sonne dienende Camera mit
einem neuen Verschluss- Apparat versehen, auch Vorkehrungen
getroffen, um mit den photographischen Apparaten mit gelb-
empfindlichen Platten arbeiten und, wenn es wünschenswerth
erscheint, gefärbte Scheiben in den Strahlenkegel schieben zu
können. Der Quarz-Kalkspath-Sternspectrograph wurde umge-
baut, mit einem neuen Prisma versehen, seine Camera wurde
auch ganz aus Messing neu hergestellt, um der Platte eine
beliebige Neigung zu geben,

Ganz neu wurden, nach eigener Construction, die folgenden
Instrumente angefertigt. Ein Spectrograph für chemische Ver-
suche, aus einem Taschen-Spectroskop von Schmidt & Haensch,

119

Beobachtungen.

Die Beobachtungen mit dem Auge wurden auf ein Mini-
mum reducirt, alle klaren Nächte wurden für photographische
Aufnahmen ausgenutzt.

Spectroskopische Beobachtungen wurden nur an den
Cometen angestellt So beobachtete ich den Cometen Fabry
6 mal mit dem Spectroskop, und 3 mal wurden auch Messungen
gemacht; der Comet Bamard i wurde 3 mal, Bamard-Hartwig
6 mal beobachtet, an beiden einmal Messungen angestellt

Die grossen Planeten wurden nur sporadisch beobachtet
und die Oberflächen gezeichnet Von Jupiter nahm ich 6
Zeichnungen auf, auch Mars und Saturn wurden einige Male
beobachtet

Astro-photographische Arbeiten. Die ganze Thätig-
keit der Sternwarte wurde auf das Gebiet der Himmelsphoto-
giaphie concentrirt Nach dem Umbau des Reflectors war es
möglich ganz befriedigende Aufnahmen zu machen. Die schönen
klaren Nächte des Herbstes begünstigten die Arbeit in hohem
Grade. Nach einigen misslungenen Versuchen im April konnte
wegen ungünstigen Wetters erst am 2. Juli die erste vollkom-
mene Aufnahme des Sternhaufens im Hercules gemacht wer-
den. Die eigentliche Arbeit habe ich nach einer längeren
Abwesenheit Ende August angefangen; es wurden zusammen
40 — ^45 Aufnahmen gemacht und zwar von Nebeln: Greneral-
Cataiog Nr. 116 (3 mal), 352, 1179 (2 mal), 4403, 4447 (3 mal),
4532 (2 mal), 4616, 4957, 4964 (3 mal), die Plejaden- Nebel.
Sternhaufen: G.G. Nr. 120, 256, 341, 392 (2 mal), 457, 512 —
521 (6 mal), 584, II 19 (2 mal), 1157, 4230, 4437, 4440, 4520,

4755. 4770» 5031-

Ich fand in dem Ringnebel der Leier einen kleinen Stern,

weicher in jener Zeit mit keinem Femrohr gesehen wurde,

femer wurde wahrscheinlich eine starke Eigenbewegung eines

Sternes in dem Sternhaufen Nr. 4440 nachgewiesen.

Von den besseren Aufnahmen habe ich Vergrösserungen
angefertigt, deren Abdrücke ich an viele Sternwarten geschickt
habe.

Von den grossen Planeten wurden mit einem Ver-
grösserungs- Apparat auf gelbempfindlichen Platten mit gutem
Erfolg Au6iahmen gemacht, die schon einige Details zeigen.

Der Gomet Barnard-Hartwig wurde gegen Ende October
2 mal, als der Comet noch ein teleskopisches Object war, und
sodann wieder Ende November 2 mal mit dem schönsten Er-
folge photographirt

Es worden auch Versuche mit Sternspectren angestellt.

Die Spectra von a Lyrae, a Aqutlae, a Aurigae, ß Lyrae,
y Cassiopeiae und mehreren kleineren Sternen im Adler nahm
ich mit dem Quarz-Spectrographen auf.

Im Cabinet arbeitete ich mit dem kleinen Spectrographen
sehr viel bei Versuchen mit gefärbten Platten, auch nahm ich
die Spectra einiger Metalle, die in dem Volia-ßogen ver-
dampft wurden, auf.

Endlich wurden eim'ge gute Aufnahmen von Blitzen erhatten.

Eugen V. Gothard.

Kiel.

Die Ausrüstung der Sternwarte in instrumenteller Hinsicht
ist im vergangenen Jahre wesentlich ungeändert geblieben; es
wurden nur eine sogenannte Beobachtungsuhr (Taschenuhr) und
ein Marinefemrohr neu angeschafft. Die im letzten Bericht
erwähnte Einrichtung an dem neuen Registrirapparat, durch
welche von 30 zu 30 Secunden auf dem Papierstreifen neben
dem Secundensignal ein Signal durch den zweiten Elektro-
magneten gegeben wird, hat sich als zweckmässig gezeigt. Es
soll hierdurch die Ablesung der Secunden erleichtert werden.

An dem Steinheil'schen Refractor hat Dr, E, Lamp die
Revision der einer Prüfung bedürftigen Sterne aus meinen Zonen
zwischen 55 und 65 Grad Decünation beendigt. Diese Arbeit
war mit einem grossen Zeitaufwand verknüpft, da die mikro-
metrische Bestimmung der einzelnen oft schwachen Sterne in
vielen Fällen nur durch Anschluss an ziemlich entlegene Ver-
gleichsteme bewirkt werden konnte. Wäre der Meridiankreis
nicht in optischer Hinsicht dieser Aufgabe zu wenig gewachsen,
so hätte ich es entschieden vorgezogen, die Revisionsbeobach-
tungen im Meridian anstellen zu lassen. Nur einzelne hellere
Sterne der Zonen hat Herr Schumacher am Meridiankreise
beobachtet.

Dr. Lamp hat femer die Cometen, besonders in der ersten
Zeit nach der Entdeckung, möglichst vollständig verfolgt, so-
weit die optische Kraft des Refractors dies irgend zuliess.
Femer bat er seit Mai 1885 den Doppelstem 2.' 2398 an etwa
60 Abenden in Declination mit drei naheliegenden Sternen
verglichen als Fortsetzung der in A. N. 2676 mitgetheilten Beob-
achtungsreihe.

Die Beobachtungen am Meridiankreise, die wie bisher Herrn
Schumacher anvertraut waren, wurden im Laufe des Sommers
für einige IVIonate durch Längenbestimmungen, welche das
Köaiglicbe ^geodätische Institut in Berlin hier anstellen Uess,

121

Die Hauptarbeit för die nächste Zukunft bleibt für uns,
neben den laufenden Beobachtungen, die Berechnung der Prae-
cessionen für den Zonencatalog der Astronomischen Gesell-
schaft, die gewiss schneller gefördert werden würde, wenn wir
ans derselben längere Zeit ausschliesslich widmen könnten. Die
erste Berechnung der Praecession und der Variaüo saecularis
ist bis jetzt durchgeführt für die Stunden o, 3, 4, 7, 15, 16,
17, 19, 22y 23. Die zweite Rechnung^ ist gemacht, aber noch
nicht verglichen für die Stunden o und 23.

Wir betheiligen uns alle, soweit es die Umstände zulassen,
an dieser etwas eintönigen Arbeit, und ich habe auch neben-
bei durch Herrn H. Kloock, stud. astr. in Kiel, der auch sonst
an Beobachtungen und Rechnungen für die Sternwarte regen
Antheil nimmt, Beihülfe gefunden.

Die Herausgabe der Astronomischen Nachrichten war Ende
1886 bis Band 116 Nr. 4 gediehen. Ich werde bei derselben
wesentlich durch Dr. H. Kreutz unterstützt, der mir bei der
Sichtung des Materials, Zusammenstellung vereinzelter Beob-
achtungen, vorläufiger Prüfung derselben in Bezug auf die Ver-
gleichsteme an die Hand geht und mit Dr. Lamp zusammen
die ersten Correcturen überwacht. Dr, Kreutz hat nebenbei
seine Vorausberechnungen der früher übernommenen kleinen
Planeten (226) Weringia und (228) Agathe für das Berliner
Jahrbuch fortgesetzt, für welches ich wie bisher die Berech-
nung von (24) Themis lieferte. Dr. Kreutz hat femer seine
Untersuchungen über das System der Cometen 1843 1> 1880 I
und 1882 II weitergeführt; bei der ausserordentlich grossen
Anzahl der Beobachtungen und der Nothwendigkeit, vor der
Verwerthung derselben auf die Quellen zurückzugehen, ist diese
Arbeit zwar wesentlich fortgeschritten, aber noch ist ein naher
Abschluss nicht zu erwarten.

Unsere Bibliothek vermehrt sich ansehnlich durch Zuwen-
dungen von Seiten der Astronomen und der astronomischen
Institute sowohl, als durch Neuanschaffungen.

Der meteorologische Dienst der Sternwarte ist, wie bisher,
von Dr. Lamp besorgt worden, der taglich dreimal die Auf-
zeichnungen macht und die entsprechenden Wettertelegramme
an die Deutsche Seewarte in Hamburg expedirt.

Die Centralstelle für astronomische Telegramme ist im
vorigen Jahre wieder oft in Anspruch genommen worden, und
ich glaube, dass sie sich bei verschiedenen Gelegenheiten
nützlich gezeigt hat. Uns erwächst durch dieselbe allerdings
manche Unbequemlichkeit und Sorge, da oft Fälle vorkouimen,
bei denen es nicht zulässig ist, ein eingelaufenes Telegramm
einfach weiter zu geben, und da auch darauf Bedacht genom-

VierteljaLnachr. d. Ajitroiiom* GoscUscUait. 22. Q

men werden muss, nicht unnöthig zu telegraphiren , um mit
den im voraus veranschlagten Mitteln, wenn es sonst irgend
angeht, auszukommen. Es wird hierbei darauf gesehen, dass
diejenigen Sternwarten, auf deren Mitwirkung bei der Beob-
achtung von Cometen oder andern Himmels er scheinungen es
besonders ankommen kann, in irgend einer Weise rechtzeitig
vorbereitet werden, und dass femer die Astronomen, welche
sich der Mühe der ersten Bahnberechnungen unterziehen, von
hier aus rechtzeitig das geeignete Material erhalten. Wir treten
in Bezug auf letztere Aufgabe auch selber ein , wofern nicht
von anderer Seite, namentlich von den Astronomen der Wiener
Sternwarte und von Dr. H. Oppenheim in Berlin, denen wir
in dieser Hinsicht zu grossem Danke verpflichtet sind, schon
vorher Zusicherungen ergangen sind.

Im Laufe des vorigen Jahres haben die Herren C. Mönnich-
meyer und B. Matthiessen ihre astronomischen Studien an der
hiesigen Universität beendigt und durch die in V.J.S. 21,
S. 290 und 2Q2 angezeigten Dissertationen den Doctorgrad
erworben.

A. Krueger.

Kremsmünster.

Zuerst kann der Unterzeichnete die erlreuliche Mittheilung
machen, dass die Sternwarte in der Person des Herrn P. Franz
Schwab, Professors am hiesigen k. k. Gymnasium , eine neue
Kraft gewonnen hat. Durch die Güte des Herrn Directors
Prof. Dr. E. Weiss war es demselben möglich geworden sich
durch einige Zeit auf der k. k. Sternwarte in Wien in der prakti-
schen Astronomie auszubilden. Seit September 1885 hat nun
der oben genannte Herr College die Beobachtungen am hie-
sigen Refractor übernommen. Im abgelaufenen Jahre wurden
von demselben die Cometen Brooks 1885 V, Fabry 1886 I,
Bamard 1886 II, Bamard-Hartwig und Finlay so oft es möglich
war beobachtet.

In den letzten zwei Jahren Hess der Herr Abt des Stiftes
die Sternwarte vollstäntÜg restauriren. Bei diesem Anlasse
wurde der Reichenbach 's che zweischuhige Meridiankreis aus
der Werkstätte des k. k. polytechnischen Institutes mit einem
Objectiv von 7 7 mm Oeffnung in ein kleines neu gebautes
ebenerdiges Gebäude übertragen und an derselben Stelle auf-
gestellt, an welcher der Pfeiler für das Passagen - Instrument
stand, das hei Bestimmung der Längendifferenz zwischen
J^^msntuhgter '"^d einigen andern Orten angewandt wurde.
Dataals k ^ auch Herr Professor Dr. W. Tinter die Differenz

123

zwischen dem alten nnd neuen Orte in geographischer Breite
+ 4ro23, in Länge -f-o!226 bestimmt. Der Meridiankreis,
der im Jafaie 1827 von Kaiser Franz I. anlässlich eines Be-
suches der hiesigen Sternwarte zum Geschenke gemacht wurde,
war bisher im fünften Stockwerke der Sternwarte auf einem
Gcwö)beb<^n aufgestellt, der auf liie Hauptmauern des mas-
siven Gebäudes gestützt war. Azimuth und Neigung des In-
stramentes waren infolge dieser Aufstellung sehr veränder-
lich. Soweit die bisherige Erfahrung zeigt, hat das Instrument
durch die neue Aufstellung bedeutend an Stabilität gewonnen.
Dasselbe wurde vorderhand freilich nur zu Zeit- und Polpunkt-
Bestimmungen verwendet, da ein für dieses Instrument passendes
Arbeitsprogramm noch nicht definitiv bestimmt ist. Ausserdem
wurden die meteorologischen und magnetischen Beobachtungen
in der bisherigen Weise fortgeführt und theilweise erweitert.
Col. Wagner.
Lapzig.
(Universitäts-Ste mwarte. )
Personal. Aenderungen in demselben sind nicht vorge-
kommen.

Gebäude und Ausrüstung. Der in erster Linie für
WobDungsz wecke bestimmte Neubau wurde bezogen und die
frei gewordenen Räume zur Einrichtung eines gemeinsamen
Recbenzinmiers sowie zur Unterbringung einer kleinen Werk-
stätte benutzt. Der hölzerne Drehthurm über dem Ostflügel
wurde durch eine eiserne Kuppel von G. Heyde in Dresden
ersetzt Ausserdem wurde ein Häuschen mit abschiebbarem
Dache erbaut, welches für kleinere, fest aufgestellte Instrumente
innerhalb der praktisch wichtigen Zenithdistanzen den Gebrauch
einer Drehkuppel in der denkbar einfachsten Weise ersetzt.

Das Repsold'sche Heliometer wurde gegen Ende des Jahres
geliefert; ausführlichere Mittheilungen über dasselbe sollen an
einer anderen Stelle gegeben werden.

Beobachtungen und Reductionen. Die Thätjgkeit der
Sternwarte hat sich im wesentlichen auf die Fortführung der
^onenarbeit concentrirt In + 5° bis + 10° Declination ist die
eobachtnng bis auf etwa 30 Zonen absolvirt; von den 338
's jetzt beobachteten Zonen sind bei 260 die Streifen abge-
SCQ nnd die Mikroskop-Mittel gebildet, bei 320 die Instru-
entalfehler in AR abgeleitet. Ausserdem sind gelegentlich
er mehrfachen Anfragen nach Vergleichstemen die betreffenden
anen bis sur Rednctioa auf den mittleren Ort fertig reducirt
orderL

124

Bei den alten Zonen sind die scheinbaren Oerter abgeleitet,
die Hülfstafeln für die Reduction auf den mittleren Ort fertig
gestellt und fiir etwa ein Sechstel der Positionen die Reduction
ausgeführt.

Die meteorologischen Beobachtungen und der Zeitdienst
sind in der bisherigen Weise von dem Assistenten Leppig aus-
geführt worden.

H. Biuns.

Leipzig.
(Dr. Engelmann.)

In den Jahren 1885 und 1886 wurden die Messungen von
stärker bewegten und schwierigeren Doppel stemen an dem
7'/jZÖ!ligen Clarlt-Repsold'schen Refractor fortgeführt. Ueber-
häufung mit anderen Arbeiten wie längeres Unwohlsein ver-
hinderten die Ausdehnung der Beobachtungen auf alle wün-
schenswerth erscheinenden Paare; doch ist zu hoffen, dass die
vorhandenen einen nicht werthlosen Beitrag zur Kenntniss der
Bewegungen mancher Systeme liefern werden. Die Beobach-
tungen des Jahres 1 885 finden sich in Band 1 1 5 der Astrono-
mischen Nachrichten (Nr. 2742).

In Nr. 2683 und 2704 der gleichen Zeitschrift sind femer
Positions- und Distanzm essungen, sowie Helligkeitsschätzungen
der Nova im .\ndromeda-Nebel mitgetheilt. Der Stern wurde vom
1. September bis zum 3. November 1885 an 13 Abenden mit
dem nördlich folgenden Kern, an 6 Abenden mit dem bekannten
südlich vorausgehenden Stern 11™ verglichen; die Helligkeits-
vergleichungen mit Sternen der Bonner Durchmusterung ge-
schahen am Sucher des Refractors (einige directe Schätzungen
im Refractor selbst) und an einem Cometensucher von Rein-
felder und Hertel von 121 mm Oeflfnung. Am 30. December
erschien der Stern im Refractor als 12"; später ist er nicht
mehr aufgesucht worden.

Dem Refractor wurde im Frühling 1885 ein Steinheil'sches
Ocular-Reversionsprisma, nach der von Herrn Proi. H, Seeliger
vorgeschlagenen Construction beigegeben; im Herbst 1885 ein
kleines Vogel'sches Ocular - Spectroskop (Prisma mit Cj'iinder-
linse), welches Gasspectra und conti nuirliche Spectra wenigstens
zu unterscheiden gestattet. Das Reversionsprisma wurde bei
Castor, y Leonis und 70 Ophiuchi öfter benutzt; irgend erheb-
liche Unterschiede der in verschiedenen Lagen gemessenen
Positionswinkel fanden aber nicht statt. Diese Beobachtungen,
wie die früher bei . den O. Struve'schen Vergleichsternen an-
gestellten machen vielmehr wahrscheinlich, dass von der Neigung

1^5

gegen die Verticale abhängende Fehler nur in sehr geringem
Slaasse bei meinem (rechten) Auge vorhanden sind, jedenfalls
gegen die für einen Abend constant oder systematisch wirken-
den nicht in Betracht kommen.

Soweit es die beschrankte Zeit gestattet, sollen indessen auch
diese Messungen, namentlich die mit dem Ocularprisma, noch
öfter wiederholt, im übrigen aber von jetzt an neben den durch
Bahnbewegung besonders wichtigen Paaren auch weitere Doppel-
sterne gemessen werden.

R. Engelmann.

Li&ge (Ougr6e).

Die hiesige Sternwarte verdankt ihr Entstehen wesentlich
den rastlosen Bemühungen ihres jetzigen Directors, Herrn Folie.
Ihr Zweck ist, einerseits den Studenten der Universität und
der Ecole des mines die Möglichkeit zu gewähren, die Aus-
führung von astronomischen und geodätischen Beobachtungen zu
erlernen, andererseits die Mittel zu wissenschaftlichen Unter-
suchungen auf den Gebieten der Astronomie, der Meteorologie
und des Erdmagnetismus zu liefern. Für den erstgenannten
Zweck ist eine ganze Reihe von kleineren Instrumenten vor-
handen ; die praktischen Uebungen haben vor einem Jahre ihren
Anfang genommen und finden eine erfreuliche Theilnahme.

An grösseren astronomischen Instrumenten besitzt die Stern-
warte einen schönen zehnzölligen Refractor von Cooke und
einen Meridiankreis. Zu dem Refractor gehört, ausser einem
Positionsmikrometer, ein Merz'sches Universalspectroskop und
ein Grubb'sches Keilphotometer. Von den Uhren sind zu
nennen 4 Chronometer, eine Dent'sche und zwei Cooke'sche
Pendeluhren und eine Hipp'sche elektrische Uhr. Femer
gehören der Sternwarte zwei "Chronographen. Der Refractor
und der Meridiankreis wurden vor drei Jahren aufgestellt;
doch war es leider in Folge von Schwierigkeiten, die zu ver-
schiedenen Malen bei der Bewegung der Schrauben des Po-
sitionsmikrometers eintraten, sowie wegen der Zeit, welche
die Ausführung einiger nothwendigen Verbesserungen am Me-
ridiankreise und die Veränderung einiger Einrichtungen im
Meridiansaale erforderte, bisher wiederholt und stets für längere
Zeit nicht möglich, die beiden Instrumente zu benutzen.

Bis Ende vorigen Jahres habe ich mich hauptsächlich mit
dem Refractor beschäftigt. Es wurden von mir angestellt 48
Beobachtungen von Cometen und Planeten, 165 vollständige
Beobachtungen von Doppelstemen ; femer wurden beobachtet
67 Positionswinkel, 65 Distanzen von ^1516 zur Ermittelung

126

der relativen Parallaxe des Hauptstemes (M6moires de !'Acad6-
mie royale de Belgique 1887), 9 Po sitions winke! und 6 Distanzen
von £2708 zu demselben Zwecke, g Sternbedeckungen und 157
Verbindungen der 5 hellsten Satumsmonde unter einander. Dann
sind noch anzuführen, ausser Anschlüssen von einigen Vergleich-
sternen und gelegentlichen Beobachtungen von Nebelflecken,
eine Reibe von Zeichnungen des Planeten Jupiter und Messun-
gen an Streifen desselben, zum Theil von der Akademie ver-
öffentlicht, und Skizzen von Mars und Sonnenöecken. Auch
möchte ich hier noch erwähnen Untersuchungen über die fort-
schreitenden und periodischen Fehler einer der Schrauben des
Positionsmikrometers, sowie der Schraube des I.amellenmikro-
meters, die Bestimmung der Seh raub enwerthe, und Untersuchun-
gen über die Theilungsfehler des Positionskreises. Mit dem
Spectroskop wurde eine Reihe von Uebungen angestellt. —
Die häufige Abwesenheit des Fadenmikrometers und der Um-
stand , das3 die Luft oft ungünstig zu Arbeiten am Refractor
ist, haben mich veranlasst, für solche Fälle an eine Thätigkeit
am Meridiankreise zu denken. Und zwar ist es meine Absicht,
an diesem Instrumente solche Sterne der Durchmusterung, deren
Bestimmung nicht in das Programm der Astronomischen Ge-
sellschaft aufgenommen ist, zu beobachten. Finstweilen habe
ich im October vorigen Jahres mit der Zone + 2° angefangen
und bis jetzt an 34 Abenden 344 Beobachtungen von Zonen-
stemen und 162 Beobachtungen von Anhaltstemen erhalten.
Diese Beobachtungen führe ich ohne jede Beihülfe aus, und
daher rücken sie nur langsam voran. Es werden fast stets
3 Fäden beobachtet und jedesmal an jedem der beiden Mikro-
skope zwei Striche eingestellt. Die Reduction der Beobachtungen
führe ich gleich hinterher aus. Nach den bis jetzt gemachten
Erfahrungen glaube ich sagen zu dürfen, dass sich recht gute
Sternörter ergeben werden, doch ist hierzu die Bestiirunung des
Fehlers jedes einzelnen für die Zone benutzten Striches noth-
wendlg ; mit dieser Untersuchung ist bereits begonnen, und werde
ich sie in diesem Frühjahr zu Ende führen können. Am Me-
ridiankreise sind von mir ausserdem noch 7 Positionen des
Cometen Wolf und 25 Bestimmungen von solchen Vergleich-
sternen, welche ich bei meinen Beobachtungen benutzt hatte,
erhalten worden. Beobachtet wurden ausserdem noch Stem-
schnuppenfälle im August und November 1884 und der vom
27. November 1885.

Von Arbeiten auf dem Gebiete der rechnenden Astronomie
envähne ich die beiden Artikel ; Bestimmung der Constante der
täglichen Mutation, und : Zweiter Versuch einer Bestimmung der
Constante ^gr täglichen Nutation; ferner: Bestimmung der Nu-

»27

tationsconstante, und: Recherches sur l'orbite de ]a plannte (i8i)
Eucharis. Die drei erstgenannten Arbeiten sind in den Astro-
nomischen Nachrichten veröffentlicht, die letzte wird binnen
kurzem in den M6moires de TAcad^mie royale de Belgique 1887
erscheinen.

L. de Ball..

Ltmd.

Dr. Duner hat die von ihm in den vorigen Jahren unter-
nommenen BeobachtUDgsreihen fortgesetzt, und namentlich die
hier aufgefundenen veränderlichen Sterne und den Gore'schen
Stern bei x* Orionis regehnässig verfolgt. Ausserdem hat er
seine Beobachtungen über die Spectra rother Sterne fortgesetzt.
Im Jahre 1887 werden letztere Beobachtungen erhebliche Unter-
brechungen erleiden, da nunmehr ein Sonnenspectroskop mit
Rowland'schem Gitter und Femrohr von 81 mm Oeffnung und
120cm Brennweite fertig geworden ist, welches am Refractor
angebracht werden kann. Die optische Kraft dieses Instru-
mentes ist so bedeutend, dass Doppellinien wie b^, ö^, Corona-
Linie, £j und andere so weit aus einander sind, dass ihre Tren-
nung keine eigentliche Probe für das abgibt, was das Spectro-
skop zu leisten vermag.

Am Meridiankreise hat Dr. Engström in der letzten Hälfte
des Jahres eine neue Bestimmung der Polhöhe angefangen,
die aber bei seiner Abreise in das Ausland im März 1887 noch
nicht zum Abschluss gekommen war. Im Zusammenhang mit
dieser Arbeit hat Dr. Engström auch die Fehler des Instru-
mentes einer neuen Untersuchung unterzogen.

Die von Herrn Cand. Laurin vorgenommene Neubestim-
mung der Oerter von Sternen mit beträchtlicher Eigenbewe-
gung sind, was die Beobachtungen betrifft, zum vorläufigen
Abschluss gekommen.

Am Refractor hat Dr. Engström einige Planeten- und Co-

metenbeobachtungen ausgeführt

[Auf Veranlassung des Herrn Prof. Möller von Herrn
Prof. Duner der Redaction übergeben.]

Milane.

Col principio di Maggio entrö in attivitä regolare il nuovo
Refrattore di 18 poUici, opefra veramente insigne e per la parte
ottica, dovuta al Sig. Merz, e per la parte meccanica, eseguita
dai Fratelli Repsold. Le misure "e la costruzione di questo
istrumento sono press' a poco uguali a quelle del grande Re-
frattore di Strasburgo. Una particolare esposizione del mede-

simo k forse snperflna, essendo che di un altro istnimento

costnitto sui medesimi principj, ma assai piü grande, ed in
qualche parte aache piä compleU , clie ultimamente ^ stato
collocato a Pulkova, i; promessa agii Astronomi la descrizione
dal Direttore di quell' Osservatorio. Riguardo a! nostro accen-
nerA soltanto, che 1a perfezione dei meccanismi, la facilitä dei
movi'menti , la comoditih dell' uso , l'ef&cienza e la costanza
delle rettifiche sono qualj si doveano aspettare dalla fama dei
costrutlori. Nel micrometro k sopratutto importante il vantaggio,
che neir oscuritä, con una manovra brevissima e semplicissinia
si pu6 mutare la coincidenza esattamente di mezza livoluzione,
e si puö cosi elinainare da ogni singola misura il termine
principale deU' errore periodico della vite. II movimento paral-
latico h regolato dalle vibrazioni circolari elastiche di una verga
d'acciajo, solidamente infissa per l'estreiDiti inferiore in una
base di ferro indipendente dalla colonna dei Refrattore, e por-
tante un peso alla estretnitA mobile superiore. Questo sempli-
cissimo apparato regolatore si rettiüca molto facilmente, ed una
volta messe a segno, ha conservato la velocitÄ in un modo
verameiite ammirablle, e non vi h piü stata alcuna necessitä
di modificarlo.

L'obbiettivo di Merz ba 495 miilimetri d'apertura libera e
6.98 m di distanza focale. II suo acromatismo b calcolato piü
Bpecialmente pei raggi dell' estremitä rossa dello spettro, e lo
spettro cosI detto secondario residuo t principalmente formato
di raggi azzurri e violetti. Quando l'atmosfera 6 buona, le
immagini delle stelle si presentano di buona forma, e il dia<
metro dei loro disco littizio, anche per le stelle piü luminose,
sta nei limiti richiesti dalla teoria delle interferenze. Con questo
obbiettivo ho poCuto separare nettamente le dne componenti
di y Coronae, 32 Orionis, i^iSyg, Ophiuchi2Zi, dEquulei;
stelle tutte, la cui distanza presentemente fe compresa fra 0?$
e 0^4 , e delle quali nell' altro nostro Refrattore di 8 poUici
appena ki puö riconoscere la forma allungata. Osaervabili, ma
non separabili ho trovato 42 Comae, Herculis 452, 0£ 298,
8 Sextantis, 7 Tauri, ^Andromedae, £3121; delle quali la
distanza attuale k compresa fra 0^2 e o'y DifHcili invece
anche per quest' istrumento ho veduto essere ß Delphint,
Cygni 22 e aicune altre, delle quali stimo che la presente
distanza sia minore di of2. Questi esempi, senza altri com-
mentaij, bastano a dare un' idea dei grado di definizione di
questo obbiettivo; il quäle altresj ha dato buona prova della
sua potenza sopra Malte nelle occasioni (sventuratamente troppo
rare) in cui l'atmosfera fu abbastanza qnieta per simili osser-
vazioni.

129

Recentemente h stata espressa Topinione, che i grandissimi
obbiettivi debbano, sotto il riguardo della definizione, essere
necessariamente inferiori a quelli di mediocre ampiezza. Tale
opinione non h sostenuta da alcuna considerazione teorica, e
non h appo^ata dall' esperienza che io ho potuto fare dei
due obbiettivi di Merz di i8 e di 8 pollici, il primo dei quali
adopero giä. da an anno, mentre per l'altro (che h certamente
nn' opera di esquisita precisione) ho la pratica di 1 1 anni
contiiini. Non esito a dire, che Tobbiettivo maggiore ha sul
minore appunto quel grado di superioritd che deve aspettarsi;
bench6 sia vero, che le occasioni di approfittare della intiera
potenza di definizione sono (per causa delP agitazione atmo-
sferica) molto piü rare per il primo, che per il secondo.

Lo stato deir atmosfera generalmente pessimo, e la salute
poco ferma delF osservatore hanno impedito che nei primi otto
mesi di esercizio si facessero con questo istrumento osser-
vazioni molto nmnerose. Ne ho profittato specialmente per la
misura delle stelle doppie molto strette, e non accessibili agii
obbiettivi di media grandezza, e per le quali sarä anche difficile»
che la fotografia possa in awenire prestar molto ajuto. Ho
continuato pure le misure di f Cancri e di alcuni altri sistemi
degni di particolar attenzione. In tutto i6o misure.

Col Refrattore di 8 pollici si ottennero le seguenti osser-
vazioni di Comete:

1885 V (Brooks) 2 oss. ( 3 Genn. — 2 Feb. )

1886 1 (Fabn) 6 > ( 2 Feb. — 8 Mar. )
1886 II (Barnkrd) 6 » (3 Mag. — 9 Mag. )
1886 111 (Brooks) 5 » ( 3 Mag. — 24 Mag. )
1886 V (Brooks) 8 » (3 Mag. —25 Mag. )
1886 VII (Finlay) 14 » (12 Die. —28 Genn.)
1886 IX (Bamard-Hartwig) 13 » ( 5 Die. — 13 Genn.)

Le dne prime furono osservate da me, le altre 5 dal Pro-
fessor Celoria, il quäle ha pure ridotto e comunicato alle A. N.
le osservazioni delle 1886 II, 1886 III, e 1886 V. Per la 1886 III,
!a qnale sembra essere stata osservata qui piü a lungo che
negli altri Osservatorii , il Sig. Celoria ha calcolato un'orbita,
che non dovrebbe essere molto differente dall' orbita defini-
tiva. Aggiunger6 da ultimo, che la Cometa 1886 VII (Finlay)
e stata veduta qui ancora il 23 e 24 Febbrajo 1887, sebbene
non fosse piü osservabile con sicurezza.

Col Maggio 1886 le osservazioni regolari al Refrattore di
8 pollici sono State affidate al Prof. Celoria, il quäle oltre alle
citate osservazioni di Comete, ha fatto anche 119 misure sopra
40 stelle doppie di rapido movimento orbitale.

130

In quest' anno abbiamo avuto di nuovo Marte in oppo-
sizione, benchä a tuoUo grande distaiiza, il diametro apparente
non essendo anivato a 14". All' esame della sua superficie
ho impiegafo il Refrattore di 8 pollici nei mcsi di Marzo e di
Aprile, e quello di 18 pollici nel mese di Maggio. La conti-
Qua agitazione dell' aria e il pessJmo tempo hanno contrariato
molto queste osservazioni, il cui risultato fu una alquanto piü
esatta esplorazione delle regioni intomo al polo boreale. II
misterioso e siagolare fenomeno della gemiaazione delle linec
oscure dette canali fu questa volta riveduto da me non solo,
ma confetmato anche da piü altri osservatori. II 27 Marzo una
delle linee oscure (segnata col nome di Hydraotes nella mia
carta del 1 88z) si Irovä trasformata in due strie parallele affatto
manifeste, e tale durö parecchie settimane dopo. 11 Prof. Ce-
loria, da me pregato di esamtnar quella regione, riconobbe
immediatamente la duplice linea con tutta facilitä. Avendo
telegrafato la cosa a Nizza , il Sig, Direttore Perrotin ebbe la
somma cortesia di applicare a queste osservazioni il Refrattore
Henry di 38 centimetri, ed insieme ai Signori Thollon, Tre-
pied e Gautier, dopo alcuni tentativi infruttuosi riuscl a con-
statare la duplicitA non selo di quella, ma di altre ancora
delle linee da me riconosciute, come si puA vedere nella re-
lazione che il Sig. Perrotin ha dato di queste investigazioni
nul Vol. III del Bullettino Astron omito di Tisserand, p. 324.

Questa importantc confcrma mi indusse a mettere in ordine
ed a discutere con maggior diligenza le numerose osservazioni
che SU tati fenomeni io aveva fatto durante l'opposizione
1881—82, e delle quali soltanto una breve e sommaria nar-
razione eia stata pubblicata ün adesso nel n. 2430 delle A. N.
Tale lavoro b ora compiuto, e sta inserito negü Atti della
Reale Accademia dei Lincei come continuazione di altre due
Memorie consimili giä stampate daila stessa Accademia nel
1878 e nel [881.

Degit altri strumenti dell' Osservatorio b stato rimesüo in
attivitd l'antico istrumento dei passaggi di Reichenbach, del
quäle ora usa il Dr. Rajna per la regolare determinazione del
tempo ad uso dell' Osservatorio e della Cittä. Sebhene la sua
costruzione e sopratutto la sua coliocazione molto lascino a
desiderare, tuttavia il Sig. Rajna ha trovato, che usando le ne-
cessarie cautele 6 possibile dedurne il tempo con una pre-
cisione intieramente sufficiente allo scopo. Questa ciicostanza,
e (a maggjQte comoditä che il suo luogo presenta in confronto
de//a staziQjjc geodetica troppo lontana dall' Osservatorio (dove
"egii atitij g0Ot^^ si facevano le determinazioni del tempo} mi
parvero ^| *jftcare la determinazione presa di richiamarlo in uso.

Nuove operazioni geodetico- astronomiche non furono ese-
guite in quest' anno, ad eccezione di aicune misure d'angoli
prese dal Dr. Bajna coli' universale di Repsold per collegare
osattamcDte la Specola ai punti della triangolazione dl Milano
fatta nel 1884 dall' Ingegnere Borletti, ed ottenere cosl con
tatta la precisione necesaaria la riduzione delle stazioni astrono-
miche della Specola al puuto trigonometrico di primo ordine,
che e l'aguglia maggiore del Duomo. Queata riduzione do-
manda cautele affatto apeciaii (sopratutto pel trasporto dell'
azimut) per essere la Specola e il Duomo distanti fra loro piü
di 800 metri. II Rajna ha altreai determinato con qualche
approssimazione l'azimut aasoluto di una delle linee da lui
osservate, per servire di orientamento all' accennata triango-
taziooe del Sig. Borletti.

Qualche progreaao ai t pure fatto nella pubblicazione delle
opcrazioni geodetico -astronomiche eseguite negli anni passati.
U Prof. Celoria ha preparato la relazione suUa dtfTerenza noatra
di lon^tudine con Parigi e con Nizza, che ora ai sta stam-
pando. II Dr. Rajna ha compiuto una parte delle riduzioni
concernenti la stazione astronomica di Termoli fatta nel 1 885.
II Dr. PoiTo (ora promoaso all' Osaervatorio di Torino) ha cal-
colato le sue osservazioni di latitudioe nella medesima stazione,
e ne ha pubblicato una relazione sommaria, in atteaa della re-
lazione dcfinitiva che appunto ora t in corso di atampa.

Oltre alle consuete osaervazioni e ricerche meteorologiche,
delle quali k incaricato l'Assistente Ingegnere Pini, si conti-
nuA ancora per opera del Dr. Rajna la serie delle osservazioni
magnetiche di declinazione a 20'' e 2^, delle quaU il risultato
e stato discusso e pubblicato dal Profeasore Wolf (A. N. 2777).
G. V. Schiaparelli.

München (Bogen hausen).
.^m I. März 1886 ist der erste Aasistent der Sternwarte Herr
Chr. Feldkirchner nach längerer Krankheit gestorben. Am
26. Februar 1823 zu Fürth in Bayern geboren widmete er sich

•32

thätigkeit, die sich hauptsächlich mit der Meridianbestimmung
von Fixstemörtem befasste. Die weitaus grössere Hälfte aller
Beobachtungen, auf welche die in den ^Iiinchener Catalogen
vorkommenden Oerter sich gründen, ist durch Feldkirchner ge-
liefert worden, und die hiesige Sternwarte hat also allen Grund,
sein Andenken in Ehren zu halten.

An die freigewordene Stelle trat Herr Dr. J. Bauschinger,
der vom i. September 1886 an zum Observator der Sternwarte
ernannt worden ist. Die von ihm bis dahin eingenommene
Stelle konnte bis jetzt nicht besetzt werden, da dieselbe durch
von der hiesigen Universität zu vergebende Stiflungsgelder dotirt
wird und an ihre Besetzung Bedingungen geknüpft werden, die
ganz unabhängig von wissenschaftlicher Qualification sind. Ich
hoffe indessen im Laufe dieses Jahres die hierdurch entstandene
Lücke im Personale der Sternwarte ausfüllen zu können.

An den Instrumenten der Sternwarte sind im verflossenen
Jahre, ausser der Anschaffung einerneuen Pendeluhr von Schweizer
in München, wesentliche Veränderungen nicht vorgenommen wor-
den, und die Erfüllung berechtigter Wünsche in dieser Beziehung
muss also für spätere Zeiten versclioben werden. Dagegen ist
eine hoch anzuschlagende Verbesserung der Verhältnisse da-
durch herbeigeführt "bez, angebahnt worden, dass im verflossenen
Sommer auf dem Terrain der Sternwarte ein Wohnhaus für den
Unterzeichneten erbaut worden ist, welches in wenigen Monaten
beziehbar sein wird, während für den Observator noch im Laufe
dieses Jahres eine Familienwohnung durch einen Anbau an
bereits vorhandene Gebäude beschafft werden soll. Dadurch
wird ein alle Arbeiten schwer schädigender Ue bei stand beseitigt;
denn vorher mussten die Beamten der Sternwarte in mehr oder
weniger grosser Entfernung von der Anstalt wohnen, weil im
Dorfe Bogenhausen passende Mieth Wohnungen nicht vorhanden
sind.

Die Parallaxenbestimmungen mit dem Refractor habe ich
Mitte des Jahres abgeschlossen. Die Reduction der Messungen
wird sofort in Angriff" genommen werden , sobald die fort-
schreitenden Ungleichheiten der Schraube auch noch auf directcm
Wege abgeleitet sind. Zur Bestimmung des Wertlies einer
Schraubenrevolution wurden an einigen Abenden die Struve-
schen Sterne im Sternhaufen A Persei beobachtet. Bei dieser
Gelegenheit wurde ich darauf aufmerksam, dass eine Vergleichung
der an diesem Objecte von Lamont ausgeführten Messungen
mit denen von Krueger nicht vorliegt. Ich habe deshalb Herrn
OerieJ ersu(;|it, eine Untersuchung in dieser Richtung vorzu-
neliiacn. A'^se ergab, dass eine Vergleichung beider Messungs-
reiheo jj^^ ^jjf wenig sichere Resultate ergibt, weil zu wenig

L '33

l[ zablrejcne directe Vergleichungspunkte vorhanden sind und

^ auch die Lamont'schen Messungen eine zuverlässige Ausgleichung

unter sich nicht wohl zulassen. Indessen gaben sich doch nicht
audeutliche Anzeichen von Veränderungen zu erkennen, die
auf Eigenbewegungen in diesem System hindeuten. £s schien
deshalb wünschenswerth, eine neue Vermessung dieses Stern-
haufens vorzunehmen, die genügende Vergleichungsp unkte so-
wohl mit Lamont, als auch mit Krueger liefern soll. Diese
Arbeit hat Herr Oertel übernommen. Mit Jahresschlusa war
dieselbe über Vorarbeiten allerdings nicht hinausgekommen.
Vorgreifend mag aber erwähnt werden, dass gegenwärtig (Ende
j März) etwa die Hälfte der zahlreichen projectirlen Beobach-

tungen bereits vollendet ist.

Die von Herrn Dr. Bauscbinger ausgeführte, aus den letzten
Jahresberichten bekannte Zonenarbeit am Meridiankreis ist im
letzten Jahre folge ndermassen gefordert worden. An 76 Abenden
I wurden 3739 Zonensterne mit Hülfe von 313 Zeitstemen und

' 45 Polstemen bestimmt. Dadurch erscheinen in den Stunden

I 22—12 alle noth wendigen Beobachtungen absolvirt, während

für die übrigen Stunden wohl noch das nächste Jahr in An-
• Spruch genommen werden muss. Während der letzten Monate

des Jahres hat Herr Dr. Bauschinger, weil die Sterne in grösseren
Intervallen auf einander folgten, die Beobachtungen allein aus-
geführt, in der übrigen Zeit hat, wie früher, Herr List die Ab-
lesungen der Mikroskope besorgt. Die Liste der Beobachtungs-
tage zeigt infoige ungünstiger Witterung ungewöhnlich grosse
Lücken (Juni i — Juli i, October 4 — 28, November 17 — De-
cember 26), denen nur wenige grössere Reihen auf einander
folgender klarer Abende (namentlich im März und April) gegen-
überstehen. Infolge dessen macht sich eine grosse Ungleich-
fbrmigkeit der Vertheilung der absolvirten und noch zu er-
ledigeuden Rectascensionsstunden unangenehm bemerkbar. Was
die Reduction betrifft, so sind die im Jahre 1885 beobachteten
Zonen sowie die ersten 30 Zonen des Jahres 1886 fertig, 20
weitere nahezu fertig reducirt, und von den späteren jene,
welche die Rectascensionen O — 3'' umfassen. Gleichzeitig

Ueberblick über die gebrauchten Ueobachtungs- und Reduc-
tionsgrössen zu erhalten. Diese von Herrn Dr. Bauschinger
ausgeführte Arbeit war recht mühsam, denn es war nicht leicht,
die unzähligen Correcturen und zahlreichen Umrechnungen,
welche vorgenommen worden sind , auf ihre Richtigkeit zu
prüfen. £s hat sich hierbei ieider manches gefunden, was
nicht zu billigen ist und was nicht mehr ohne jahrelange Rech-
nuDgen ausgemerzt werden kann. Für die Besorgung des
druckfahigen Manuscriptes war es femer nöthig, die Beob>
acht ungsepo che n zu berechnen und in den Catalog einzutragen,
sowie die Praecessionen , welche in doppelter Rechnung vor-
lagen, in endgültiger Weise zu prüfen bez. richtig zu stellen.

Schliesslich sind noch mehrere Vergleichungen, theils mit
neueren Catalogen, theils mit solchen, die früher aus Versehen
fortgelassen worden sind, ausgeführt worden. Bis zum Schlüsse
des Jahres waren so die Stunden o — ö fertig gestefit. Nach-
dem sich die hiesige Akademie der Wissenschaften bereit er-
klärt hatte, die nicht unbedeutenden Kosten, welche die Druck-
legung des Cataloges erfordert, zu übernehmen, konnten die
Vorarbeiten für dieselbe ins Werk gesetzt werden. Nachdem
mit Hülfe von Probesätzen die endgültige Anordnung des
Ganzen festgestellt worden war, konnte zu Anfang des Jahres 1 887
mit dem eigentlichen Druck begonnen werden. Ich hoffe, dass
dieser von nun ab ohne grössere Unterbrechung von statten
gehen wird, und dass es möglich sein wird, in etwa 3 Jahren
den ganzen Catalog den Astronomen vorzulegen.

Von andern im letzten Jahre ausgeführten Beobachtungs-
reihen möchten folgende zu erwähnen sein;

1. Eine Reihe von Cometenbeobachtungen, welche Herr
Dr. Bauschinger theils an dem gzöU. theils an dem lo'/jZöl).
Refractor angestellt hat. Mit dem ersten Instrumente wurde
Comct Fabry an ig, Comet Bamard an 12 Abenden, mit dem
zweiten Comet Fabry an 3, Comet Bamard an 2 und Broocks i
an 8 Abenden beobachtet. Diese Beobachtungen, sowie die
Bestimmungen einiger Vergieichsteme , welche bei Beobach-
tungen des Cometen Wolf benutzt worden sind, wurden in den
Astronomischen Nachrichten publicirt. Noch mag erwähnt
werden, dass Herr Dr. Bauschinger einige besonders klare
Abende des April zur, leider vergeblichen, Aufsuchung des
Win necke' sehen Cometen verwendet hat.

2. Eine neue umfangreiche Reihe von Messungen an meh-
reren Substanzen zur Bestimmung des photometrischen Grund-
gesetzes. Nachdem ich einen neuen Apparat zusammengestellt
und auf seine Brauchbarkeit untersucht hatte, habe ich Herrn
Oeriel gebeten, die zusammenhängenden Beobachtungsreihen

'35

aasiafuhren. Er ist diesem Wunsche in den Monaten October
bis December mit grosser Ausdauer und Umsicht nachgekommen.
Die Genauigkeit der einzelnen Messungen hat sich als völlig
hinreichend erwiesen, so dass diese umfangreiche Versuchs-
reihe einen gewiss brauchbaren Beitrag zur Klarlegung der ganzen
Frage abgeben wird. Die erlangten Resultate werden möglichst
bald, jedenfalls aber im Laufe des Jahres 1 887 pubhcirt werden.

3. Die astronomisch-geodätischen Arbeiten, welche Herr
Oertel im letzten Sommer unter meiner Leitung ausführte, er-
strecken sich auf Polhöhen- und Azimuth -Bestimmungen in
Kammer, einem kleinen Dorfe bei Traunstein. Bei Wahl dieser
Station war die Rücksicht auf die in den letzten Jahren auf
dem Kampen, in Irschenberg und in Höhensteig gefundenen
Lothablenkungen massgebend.

4. Die meteorologischen und magnetischen Beobachtungen
wurden in derselben Weise, wie in den letzten Jahren, fort-
gelubrt. Wie schon in früheren Jahresberichten erwähnt, wurden
durch Herrn Feldkirchner jeden Monat absolute magnetische
Messungen angestellt und auf ihr Resultat die Variationsbeob-
achtUQgen bezogen. Abweichungen und Missstimmungen, die
sich hierbei zu wiederholten Malen zeigten, veranlassten mich,
nach Feldkirchner's Tod, dem Gegenstande einige Monate zu
widmen. Herr List und ich wiederholten unter sehr verschie-
denen Umständen die Bestimmung der absoluten Elemente.
Alle unsere Bemühungen aber, namentlich in der Bestimmung
der Inclination und absoluten Intensität eine Genauigkeit zu
erlangen, wie ich sie als nothwendig erachten muss, blieben
erfolglos. Es zeigte sieb, dass die vorhandenen sehr stark
abgenutzten Apparate zu feineren Messungen nicht mehr tauglich
seien. Da nun weiter die Sternwarte, will sie nicht die astro-
nomischen Arbeiten vernachlässigen, gar nicht daran denken
kann, neue Instrumente für absolute Messungen anzuschaffen,
überdies die Hülfskräfte , welche diese zeitraubenden Beob-
achtungen verlangen, nur mit Mühe und auf die Dauer nicht
ohne Schaden ffir andere Zwecke herbeigestellt werden können,
habe ich mich uotli gedrungen entschliessen müssen, die mag-
netischen Beobachtungen ganz aufzugeben. Demzufolge können
solche Messungen vom 1. Januar 1887 an in Bogenhausen nicht
mehr ausgeführt werden.

H. Seeliger.

O Gyalla.

Der Fersonalsiand der Sternwarte änderte sich in dem ver-
flossenen Jahre nicht; nur verbrachte der Observator den Monat

■36

October und einen Theil des September auf der neuge gründete u
Sternwarte des Baron Podmaniczky in Kis Kartal. Im Mitt-
sommer war an der Sternwarte auch Herr Cand. Bdrtfay als
Volontär thätig.

Sonnenflecken- und Sternschnuppen-Beobachtungen wurden
in der gewohnten Weise fortgeführt, nur zeigen sich in den
ersteren wegen grosser Nähe des Minimums bedeutende Ab-
nahmen des Materials. Es liegen vor: genaue Passagen von
93 Flecken an 48 Tagen, genäherte Positionen von 337 Flecken
an 152 Tagen. Die Zahl der von der Sonnenscheibe ange-
fertigten Zeichnungen beträgt 178. Als Sternschnuppe nstationea
waren thätig: O Gjalla mit 370 Meteoren an 13 Tagen, Press-
burg unter Prof. Polikeit mit log Meteoren an 9, und Buda-
pest unter H. BArtfay mit 222 Meteorbahnen an 13 Tagen.

An Cometen wurde beobachtet Comet Brooks i i mal,
Brooks 2 4 mal, Bamard 2 mal und Bamard- Hartwig 6mal.
Bei alten wurden photometrische Messungen angestellt.

Photometrische Messungen sind auch in diesem Jahre in
den Vordergrund gestellt; es wurden in dieser Beziehung
beobachtet:

Spectralp ho to metrisch die grossen Planeten: Jupiter 3 mal,
Saturn 3 mal, Mars 2 mal für 7 bis 8 Wellenlängen. Die Resul-
tate wurden mit dem Sonnenspectrum verglichen.

Photometrisch und colorimctrisch : die Nova bei x' Orionis
1 6 mal, indem die Intensitätscurve statt der einfachen Farben-
Schätzung darzustellen versucht wurde; weiter 14 Sterne der
Hyadengruppe mit einem Keilphotometer und dazwischen ge-
schaltetem rothen Glase, und 10 Sterne des Orionnebels mit
dazwischen eingeschaltetem Uranglase. Betrachtet man nämlich
das Spectrum dieser Sterne als rein continuirhch, so lässt sich
dasselbe nach der A.N. 2734 (Band 114, S. 374) entwickelten
Theorie vollständig durch Kenntniss zweier Elemente ausdrücken,
von denen das eine die Intensität, das andere die Farbe ent-
hält. Die Combination zweier photometrischen Messungen in
verschiedenen Theilen des Spectrums (also auch im ganzen
Spectrum und dem durch ein farbiges Medium transmittirten
Theile) ergibt diese beiden Elemente, die aufs innigste mit
dem Zustande des glühenden Körpers zusammenhängen.

Einige photometrische Beobachtungen wurden auch an 5
Nebelflecken angestellt, die in der spectroskopischen Durch-
musterung vorkommen.

Grosse Aufmerksamkeit wurde auch in diesem Jahre den
Sternen ß, S, t, f Orionis, y Cassiopeiae und j3 Lyrac geschenkt,
welche sich sätnmtlich als spcctrum veränderlich zeigten. Nach
AulJbrderung des Herrn Dr. Klein wurde auch der Begleiter

^3?

von f Ursae maioris ähnlich wie die Nova Orionis auf Farbe
untersucht, da die Vermuthung einer Farbenveränderung vorlag.

Auf Ansuchen des Herrn Fr. Schwab, Universitätsmechanikers
in Klausenburg (Siebenbürgen), wurde auch, soweit es der be-
reits tiefe Stand des Orion gestattete, ein von ihm entdeckter
VeränderUcher (1886.0) 5^ 48° 54% + 20° 3' 37^ Grösse 10.5
— 11.9 (?) photometrisch beobachtet. Von April 27 bis Mai 4
erhielten wir nur 4 Beobachtungen, die ein (secundäres?) Maxi-
mum von ii?24 einschliessen.

Eine grössere Studie verbunden mit zahlreichen photometri-
schen Messungen bezieht sich auf das Princip der Extinctions-
beobachtungen bei photometrischen Messungen. £s ergibt sich
das Resultat, dass die Genauigkeit der photometrisphen Mes-
sungen nach dieser Methode von der Wellenlänge völlig unab-
hängig ist (was einen Vortheil vor der Methode der Vergleichung
bezeichnet), dass aber die Intensität selbst derart einwirkt, dass
bei deren Wachsthum auch die Unsicherheit der Messung zu-
nimmt. Ein auf diesem Principe beruhendes Spectralphoto-
meter, wobei die letzterwähnte Unzulänglichkeit eliminirt ist,
ist momentan bei Fr. Schmidt & Haensch für die Sternwarte
Ris Kartal bestellt.

Endlich wurden das Cooke'sche grosse Spectroskop sowie
das der Sternwarte gehörige Colorimeter auf ihre Constanten
genau untersucht.

Die spectroskopische Durchmusterung der Zone 0° bis — 15°
ist vollständig beendet, und bereits conform der Vogel'schen
Durchmusterung auf 1880.0 reducirt. Die Resultate derselben
sind in Kürze folgende: Von den beobachteten Sternen gehören
1046 dem Typus I, 881 dem Typus II und 117 dem Typus III
an, von 41 war der Charakter unbestimmt. Der Catalog der-
selben befindet sich bereits im Druck.

Die meteorologischen Beobachtungen und der Zeitdienst
sind in der üblichen Weise fortgeführt.

An theoretischen Arbeiten bemerken wir ein grösseres Werk
über Himmelsphotographie von Dr. N. von Konkoly, sowie Un-
tersuchungen über Spectralanalyse von Dr. von Kövesligethy.
Den letzteren fehlt nur mehr die Bestimmung von etlichen
Constanten um druckreif zu sein.

Der Instrumentenpark veränderte sich nicht unbedeutend.
Die Drehtrommel des 10" Merz'schen Refractors wurde schon
Anfangs März abgenonunen und nach Kis Kartal übergeführt.
Sie wird erst 1887 Juni durch eine neue grössere ersetzt.
Das Instrument war also mehr als ein Jahr hindurch ausser
Gebrauch, wurde aber in sehr vielen Beziehungen vortheilhaft
umconstruirt. Angefertigt wurde in der Werkstätte der Stern-

VierteljahrMchr. d. Astronom. GeseUachaft. aa« IQ

■38

warte ein Spectrograph fQi Cabinetarbeiten mit einem passenden
Stativ, welches das Sonnenspectnim ohne Heliostaten direct zu
photogiaphiren erlaubt; ein Spectrograph für die Aufnahme
der Fixstemspectra ; femer wurde der alte Ableseapparat, wel-
cher zur Ablesung der Papierstreifen des Knorre-Fuess'schen
Declinographen diente, gründlich umgebaut.

Angeschafft wurde ein Taschenchronometer und eine Anker-
uhr mit stehenden Secunden, ein kleines Uni Versals pectroskop
von Schmidt und Haensch mit Scala, Stativ und dem nöthigen
Zubehör, und noch mehrere kleine Apparate.

von Konkoly.

Palermo.

L' ultima mia relazione pubblicata nel 2i° fascicolo ^ relativa
ai lavori compiuti in questo R. Osservatorio durante l'anno 1885.
Nulla ho da a^iungere o da modificare in riguardo all' ordi-
namento del servizio scientifico, di cui mi sono lungamente
intrattenuto negli anni decorsi, e che per le buone prove
ottenutene rimane inalterato. — Per riguardo al personale an-
nunzio con piacere che il R. Ministero, facendo eco alle mie
proposte, lo ha ampliato con due nuovi Assisteati, Signori Prof.
Alberto Alberti, e Antonino Mäscari, il primo dei quali ho per
ora destinato allo Sezione Meteorologica, l'altro all' Astrofisica,
rimanendo l'lng. Sig. Giacinto Agnello di aiuto alla Sezione
Astronomia di Posizione. — Ho nominato netlo scorso anno,
in vista dei bnoni studii, e dell' amore alla Scienza, alunno del
R. Osservatorio il Sig. Emmanuele Soler, il quäle con molto zelo
si occupa dei calcoli e di talune osservazioni.

Ecco ora la Serie dei lavori e delle pubblicazioni eseguite
in questo stabilimento durante l'anno 18S6 in ciascuna delle
tie sezioni.
1° Sezione — Astronomia di posizione.

Riccö: Posizioni della Comela Barnard-Hartwig.

Zona e Agnello: Determinazione di tempo.

Zoaa: Osservazioni del Pianeta lo.

Zona : Osservazioni della Cometa Bamard, Winnecke, Fabry
e Finlay,

Zona: Ricerca di Pianeti e Comete con determinazioni acci-
dentali di posizioni di nebulose.

Zona: Posizioni di aicune stelle per incarico del Sig. Auwers.

Zona ed Agnello : Nuova determinazione della distanza dei
fili al Cerchio Meridiano e del passo del Micrometro.

Agnello: Osservazioni de' Pianetini Melde, Metis, Lutezia,
Lumen, Athamantis, Flora.

Agnello: 33 Oaservazioni della Cometa Finlay.
Soler: Calcolo ed osservazioni di occultazioni.
i'Sezione — Astrofisica.

RJccÖ : Disegno qnotidiano delle macchie solari sopra pro-
jezioDe (Diamelro del disco solare 0^57) e rilievo della
posizionc dei gnippi — giomi di osservazioni 317.
Mascari: Idem — giomi 7,
Riccö : Rilievo delta posizione e delle dimensioni dei gnippi

di facole — giomi 219.
Mascari: Idem — giomi 6.

Riccö : Disegno della cromosfera e delle protuberanze solari,
e rilievo della posizione e delle dimensioni di queste —
giomi 1 62.
Mascari : Idem — giomi 7.
Riccö: Ricerca delle inversioni delle righe Fraunhoferiane

— giomi 60.
Riccö: Osservazioni e disegni di Giove — giorni 7.
Riccö: Osservazioni della nuova in Andromcda — giomi 7.
Riccö: Idem in Orione — giomi 16.
Riccö: Idem dell' occultazione di orTauri.
Riccö: Osservazioni e disegni della cometa Bamard — ■

giomi 26.
Zona: Osservazioni e disegni delle regioni lunari Piatone,
Archimede, Sinus Iridum e Messier.
3" Sezione — Meteorologia.

Osservatorio Valverde. De Lisa: Osservazioni al metereo-
grafo Secchi, ed al barometro e temiometro registratore
— Osservazioni triorarie — Dispacci meteorologici all'
Ufficio centrale, ed in America — Osservazioni alla
snperficie ed a varie profonditä del suolo.
Osservatorio Astronomico. Riccö: Osservazioni dei
crepnscoU durante l'anno — Palazzotto: Osservazioni
meteorologi che .*)
Pabblicazioni.

Cacciatore: Continnazione dei risultati meteorologiche.
Cacciatore: Pubblicazioni del R. Osservatorio vol. III —

Anoi 1883—84—85.
Riccö: Sulla frequenza delle inversioni della riga 1474 K
e delle b.

*) I Profcssori Riccä e Zona sono incaricali il'iattuire ed esercilare i
eiovani allievi Dell' nso degli strumenti e nelle osscrvazioDi c nei calcnli
ddle risprttive aezioni. H Prof. Zona di anche libcro inBegnamenlo d'Aslro-
Eomia. nella R. Universitl.

Kiccö: Alcuni singolari feaomeiu spettroscopici.

Riccö e Mascari: Posizioai e dimensioni delle protaberanze

negli anni 1883 — 83 — 84.
Riccö: Statistica delle maccWe e delle facole del 1885,
Riccö: Osservazioni delle protuberanze nel 1885.
Ricci: Discorso inaugurale per l'apertura de!l' anno sco-

lastico 1885 — 86, nella R. Umveraiti di Palenno.
Riccö : Occultazione di a Tauri,
Riccö: Riassunto delle osservaziosi dei crepuscoli rosei (Due

note all'Accademia dei Lincei).
Riccö: Etudes snr les crepuscules roais (Quarterly Journal

of the Royal Met. Society).
Riccö: L'ile Ferdinandea, le soleil bleu, et les crepuscules

rouges du 1S31 (Comptes Rendus).
Riccö: PhSnom^nes atmosKriques observ^s ä Palerme pen-

dant r^niption de l'Etna (Comptes Readus).
Zona: Pievisioni del tempo (Sicilia Agticola).
Zona: Bottiglia scandaglio (Rivista marittima).
Zona: II sirocco del 29 Agosto 18S5 (Societä di Scienze

Naturali).
Cacciatore, De Lisa: Bullettini mensili meteorologici agrarü.
De Lisa : Sulla quantiti media della pioggia in Palermo,

ed ioHuenza dell' altitudinu dei pluviometri sulla esatta

misura di essa.
Agnello: Osservazioni dei Fianetini: Irene, Pandora, Dafne,

Berta, e della Cometa Bamard II 1884. (A.N.)
II Direttore
G. Cacciatore.

Potsdam.

Personalstand. Der Personalstand hat im vcrllossenen
Jahre zwei Veränderungen erfahren. Zu Beginn des Jahres
wurde eine zweite etatsmässige Assistenteustelle gegründet, in
welche der frühere wissenschaftliche Hülfsarbeiter Dr. P. Kempf
einrückte. Ausser der Directorstelle sind also jetzt vier etats>
massige Stellen am Observatorium vorhanden. Im Anfange
des Jahres 1887 trat der bisherige Assistent der Bonner Stern-
warte Dr. J. Scheiner als wissenschaftlicher Hülfsarbeiter in das
hiesige Institut ein.

Gebäude des Observatoriums. Grössere Reparaturen
an den Kuppeln und an dem Hauptgebäude, die eine Störung
der wissenschaftlichen Thätigkeit zur Folge gehabt hätten, sind
nicht vorgekommen.

Instrumente. Die instrumentale Ausrüstung des Instituts

141

ist bereichert worden durch Anschaffung eines grossen Katheto-
meters von Bamberg in Berlin und eines Interferenzgitters, in
grosser Vollkommenheit auf der Rowland'schen Maschine von
Brashear in Amerika getheilt. Das Gitter enthält 14436 Linien
aof den englischen Zoll, im ganzen 45401 Linien von 53 Milli-
meter Länge, auf Spiegelmetall gezogen.

Die im vorigen Jahresbericht erwähnte maschinelle Anlage,
Welche in Verbindung mit einem Pendelapparat zur Bestim-
mung der Dichtigkeit der Erde diente, habe ich im verflossenen
Jahre dadurch zu vervollkommnen gesucht, dass der Raum, in
welchem das Pendel und die ablenkenden Massen sich be-
finden, noch besser thermisch isolirt wurde, und dass Einrich-
longen getroffen worden sind, um die Bewegung der ablenken-
den Massen sowie die Markirung ihrer jedesmaligen Stellung
von aussen zu bewerkstelligen.

Bibliothek. Die Bibliothek hat sich von Nr. 181 7 bis
auf Nr. 2080 um etwa 410 Bände vermehrt, so dass der Ge-
sammtbestand auf ungefähr 41 10 Bände veranschlagt werden
kann. Der Zuwachs ist demnach ein ausserge wohnlich hoher
gewesen, da der bisherige mittlere jährliche Zugang nur 220
Bände betragen hat. Es wurde dies einerseits durch reich-
lichere Geschenke, andererseits durch antiquarische Erwerbung
grösserer Sammelwerke bedingt

Publicationen. Im Frühjahre 1886 konnte Band V der
Pnblicationen an die wissenschaftlichen Institute versandt wer-
den. Vom zweiten Theile des IV. Bandes ist Nr. 17, 25 Bogen
umfassend, „Beobachtungen von Sonnenflecken in den Jahren
1880 bis 1884, bearbeitet von G. Spörer" im Druck fertig
gestellt worden. Ausserdem ist Nr. 21, als erstes Stück vom
VI. Bande „Bestidimung der Polhöhe des Observatoriums von
P. Kempf", 4 Bogen stark, fertig gedruckt.

Wissenschaftliche Arbeiten im Jahre 1886.

A. Spectralanalyse. Die anfanglich für das verflossene
Jahr geplante Weiterfährung der vor einigen Jahren von mir
begonnenen Darstellung des Sonnenspectrums durch die Assis-
tenten Dr. Müller und Dr. Kempf hat nicht zur Ausführung
kommen können, da die instrumentellen Hülfsmittel sich nicht
als ausreichend erwiesen. Voraussichtlich wird die Arbeit in
diesem Jahre wieder aufgenommen werden können, und zwar
mit Anwendung des inzwischen erworbenen schönen Rowland-
schen Gitters und eines zur Zeit noch in Arbeit begriffenen,
den grossen Dimensionen des Gitters entsprechenden Spectro-
meters. Die Herren Müller und Kempf haben eine gemein-
same grössere photometrische Arbeit übernommen, über welche

1 a

142

ich weiter unten berichten werde. Im nächsten Jahre gedenke
ich meine spectroskopische Durchmusterung unter Assistenz
des Dr. Scheiner weiter fortführen zu können. Auch beab-
sichtige ich, wieder mit Hülfe des Spectroskopes Beobachtungen
über die Bewegungen der Gestirne im Visionsradius anzustellen,
mich jedoch, abweichend von meinen früheren derartigen Be-
obachtungen, dabei der Photographie zu bedienen. Ich habe
mich mit der Zusammensetzung eines geeigneten Apparates
bereits eingehend beschäftigt. Von der Anwendung der Photo-
graphie verspreche ich mir gerade im vorliegenden Falle viel.
Die Messung der ausserordentlich geringen Verschiebung einer
dem Stemspectrum angehörenden Linie gegen eine Linie im
Spectrum einer künstlichen Lichtquelle wird durch das Erzittern
der Linie im Stemspectrum infolge der Unruhe der Luft in
hohem Maasse erschwert. Oft ist eine brauchbare Messung
ganz unmöglich, imd nur mit Anstrengung gelingt es, den Sinn
der Verschiebung der Linien festzustellen. Damit erklären sich
denn auch die sehr starken Abweichungen der Messungen
unter einander und die sich sogar widersprechenden Resultate
bei Beobachtungen, die nicht bei ganz besonders günstigem
Luftzustande angestellt worden sind. Das, was für das Auge
so schwer ist und so ausserordentlich ermüdend wirkt, einen
Mittel werth aus den oscillirenden Bewegungen der Stemspectral-
linien sich zu bilden und diesen mit der ruhenden Linie des
künstlichen Spectrums in Vergleich zu bringen, wird aber auf
photographischem Wege voraussichtlich leichter gelingen.

Im verflossenen Jahre habe ich mich vielfach mit der Un-
tersuchung über die Achromasie von Objectiven befasst, welche
aus den neuen, in Jena verfertigten Glassorten zusammenge-
setzt waren. Es ist zur Zeit gelungen Objective herzustellen,
deren secundäres Spectrum so ausserordentlich gering ist, dass
der mangelnde Achromatismus des Auges bei der Bestimmung
der Farbenabweichung des Objectivs nach der spectroskopi-
schen Methode in Rücksicht gezogen werden muss.

Die beiden besten aus Jenenser Glas gefertigten Objective,
welche ich untersucht habe, hatten folgende Dimensionen:

Objectiv I Oeff'nung 1 34 mm bei einer Brennweite von 1 973 mm.

Objectiv II Oeffnung 176 mm bei einer Brennweite von
2500 mm.

Beide Objective waren in der Glasschlciferei von Bamberg

in Berlin hergestellt. Ich gebe hier einige Messungsresultate

und lasse zvlt Vergleichung die früheren (Monatsberichte der

K. Akad. j, Wiss. in Berlin, April 29, 1880) für je ein Ob-

jectiv vo/j cy^unhofer und Grubb folgen.

143

710

650

530

470
410

Objectiv I

-(/

— 0.00005
+ O.OOOÖ5

0.00000

— 0.00006
-1- 0.0001 5
-I- 0.00110

Objectiv II Obj.v. Fraunhofer Obj. von Grubb

f
-i- 0.00002
-i- 0.00005
0.00000
— 0.00010
4-0.00005
-i- 0.00040

f
-1-0.00067
-f- 0.00023
0.00000
-h 0.00024
-i- 0.00086
-i- 0.00260

f
4-0.00079

4- 0.00032
0.00000
— 0.00012
4-0.00092
-\- 0.00268

Die Columne -^ gibt die Abweichung der Schnittpunkte

der verschiedenen Strahlen in der optischen Axe, gemessen
von dem Schnittpunkte der Strahlen von der Wellenlänge D.
Aus der Zusammenstellung ist der ausserordentliche Fortschritt
ersichtlich, der in der Vervollkommnung der Objective in Be-
zug auf Achromasie erzielt worden ist. Besonders für die
spectralanaljtische Untersuchung ist aber eine möglichste Ver-
einigung aller Strahlen in einem Punkte von grösster Bedeu-
tung. Bei den grossen Instrumenten der Jetztzeit liegen die
V^ereinigungspunkte der Strahlen verschiedener Wellenlängen
bis zu einigen Centimetem aus einander, und es wird infolge
dessen zur Unmöglichkeit, einen Gesanuntüberblick über ein
Sternspectrum zu erlangen. Dies dürfte aber bei den neuen
Objectiven auch bei sehr grossen Dimensionen noch erreicht
werden. So beträgt z. B. bei dem neuen grossen Wiener Re-

Iractor der Maximalwerth von -^ über 30 Millimeter. Ein Ob-
jectiv mit den günstigen Verhältnissen des Objectivs ü, auf
die Dimensionen des Wiener Refractors übertragen, würde da-
gegen für diesen Maximalwerth nur 5 Millimeter ergeben, der
bei Anwendung eines Oculars von i Zoll Aequivalent- Brenn-
weite der Accommodation des Auges keine Schwierigkeiten
bereiten wurde.

Beobachtungen von Protuberanzen wurden von Dr.
Wilsing an 75 Tagen ausgeführt. Eine Verminderung der
Häufigkeit derselben, der Abnahme der Sonnenfleckenhäufigkeit
entsprechend, konnte im Laufe des Jahres constatirt werden.
Die Anzahl der beobachteten Protuberanzen betrug im ganzen
25g, unter diesen waren jedoch nur wenige, in deren Spectren
Metalllinien auftraten. Die Zahl der Flecken, deren spec-
troskopische Beobachtung Interesse bot, ist ebenfalls sehr ge-
ring gewesen.

B. Beobachtungen von grossen Planeten. Jupiter
wurde von Dr. Lohse an 9 Tagen in den Monaten Januar bis
Mai beobachtet und gezeichnet, Det oft erwähnte rothe Fleck

144

war noch immer deutlich wahrzunehmen, und sein Durchgang-
durch die Mitte der Scheibe konnte zu wiederholten Malen
bestimmt werden. Auch bei der letzten Opposition konnte
eine Einbuchtung der Südgrenze der Aequatorialzone in der
Nähe des Flecks beobachtet werden.

Der Planet Mars wurde an 26 Tagen in der ersten ELälfte
des Jahres beobachtet, und es wurden 16 Zeichnungen von
demselben hergestellt, die in ihrer Gesammtheit ein fast un-
unterbrochenes Bild der Planetenoberfläche für die Opposition
1886 darstellen. Zur Bestimmung der Neigung der Marsaxe
wurden 54 Messungsreihen mit Anwendung des grossen Positions-
kreises und eines Kalkspathprismas ausgeführt. Der Nordpolar-
fleck, der in den ersten Tagen des Jahres sehr deutlich er-
schien, verschwand gegen Mitte März und erschien gegen Ende
desselben Monats wieder. Seine anfanglich circumpolare Ge-
stalt hatte sich wahrscheinlich durch einseitige Abtrennung in
eine excentrische verwandelt, eine Annahme, die auch durch
die Berechnung der Messungen Bestätigung findet. Dr. Lohse
hat diese Beobachtungen und Messungen sämmtlich reducirt
und zum Theil auch bearbeitet, und hat die Absicht, sie mit
den Beobachtungen von 1884 zu einer grösseren Abhandlung
zu vereinigen.

C. Photometrie. Dr. Müller hat sich im Jahre 1886 aus-
schliesslich photometrischen Arbeiten gewidmet. Dieselben er-
streckten sich zunächst, wie in den früheren Jahren, auf die
Beobachtungen von Planeten. Von den grossen Planeten sind
Mercur an 2, Venus an 6, Mars an 20, Jupiter an 19, Saturn
an 2 1 , Uranus an 1 2 und Neptun an 12 Tagen gemessen
worden; von kleineren Planeten, die schon in früheren Er-
scheinungen beobachtet waren, sind Vesta an 23 und Flora
an 9 Tagen gemessen; neu hinzugekommen sind Lutetia (7
Beobachtungstage) und Eunomia (11 Beobachtungstage). Die
Zahl der bisher von Dr. Müller photometrisch bestimmten kleinen
Planeten beträgt nunmehr 19. Die auf den Einfluss der Phase
auf die Lichtstarke bezüglichen Resultate sind A.N. Nr. 2724
und 2725 veröffentlicht. Die Bearbeitung der übrigen Planeten-
beobachtungen hat gute Fortschritte gemacht.

Die beiden Cometen Fabry und Bamard, welche im Früh-
jahre sichtbar waren, sind photometrisch an 10, bez. 12 Tagen
beobachtet worden, und die Messungsresultate sind in den
Astronomischen Nachrichten Nr. 2733 mitgetheilt.

Der von Gore im December 1885 entdeckte Veränderliche
bei if^ Orionis ist im Frühjahre bis Ende April verfolgt und
nach seinem Wiedererscheinen in den beiden letzten Monaten
des Jahres wiederholt beobachtet worden (im ganzen an 40

»45

Tagen). Zwei Mittheilungen darüber sind in den Astronomi-
schen Nachrichten Nr. 2734 und 2768 gemacht worden.

Eine Reihe von Messungen zur Bestimmung des Helligkeits-
Verhältnisses von Sonne und Mond unter Benutzung verschiedener
Methoden und eine spectralphotometrische Untersuchung der
Mondoberfläche ist in den letzten Monaten theils vorbereitet,,
theils in Angriff genommen worden und soll noch weiter fort-
geführt werden; auch eine Untersuchung des aschfarbenen
Lichtes ist dabei ins Auge gefasst.

Vorbereitende Messungen sind gemacht worden, um eine
Prüfung der photometrischen Grundgesetze an verschiedenen
Substanzen vorzunehmen und Albedo- Bestimmungen für eine
Anzahl irdischer Substanzen anzustellen.

Auch Dr. Kempf hat sich vielfach mit photometrischen Ar-
beiten beschäftigt, zunächst um sich die genügende Sicherheit
für derartige Beobachtungen zu erwerben. Die Messungen er-
streckten sich vorzugsweise auf die grossen Planeten und auf
Algol; von letzterem konnten zwei vollständige Minima erhalten
werden.

Von den Herren Müller und Kempf ist gemeinschaftlich
eine photometrische Zonenarbeit begonnen worden, die für
eine längere Reihe von Jahren die Zeit der beiden Herren,
zum grössten Theile absorbiren wird. Der Plan der Arbeit ist
der folgende.

Die sämmtlichen Sterne, welche auf dem hiesigen Observa-
torium bereits spectroskopisch untersucht sind oder noch wer-
den, d. h. also in erster Linie alle Sterne der Nördlichen
Durchmusterung bis zur Grösse 7.5 incl., sollen auch photo-
metrisch bestimmt werden, um einen Helligkeitscatalog herzu-
stellen, der für alle weiteren photometrischen Untersuchungen
an Fixsternen als zuverlässige Grundlage dienen kann. Diese
Arbeit wird im wesentlichen eine Fortsetzung der von Pickering
und Pritchard ausgeführten photometrischen Durchmusterung
aller mit blossem Auge sichtbaren Sterne sein; es ist indessen
beschlossen worden, auch die bereits in Cambridge und Ox-
ford beobachteten Sterne in das Programm mit aufzunehmen;
einmal, weil die Zahl dieser Sterne im Vergleich zu der Ge-
sammtzahl nicht bedeutend ist, und dann, weil dadurch ein
Mittel gewonnen wird, die Resultate der Potsdamer photometri-
schen Durchmusterung mit den Resultaten der beiden anderen
vergleichbar zu machen.

Von der in vier Abschnitte getheilten Arbeit {0° bis + 20® Decl.,
20*» bis 40*», 40° bis 60°, 6o**bisgo°, jeder etwa 3500 Sterne
s^jurasend) ist die erste dieser Zonen bereits in Angriff ge-
nommen worden und wird voraussichtlich in drei bis vier Jahren

..K^

146

beendigt sein. Die übrigen Zonen werden dann wahrschein-
lich mit der Fortsetzung der spectroskopischen Durchmustening
zusammen zur Bearbeitung kommen.

Im Frühjahr und Sommer des verflossenen Jahres sind
zunächst mehrere Vorarbeiten ausgeführt worden, betreffend
etwaige Verschiedenheiten in der Auffassung der beiden Be-
obachter und Prüfung gewisser gegen das Zöllner'sche Photo-
meter erhobenen Bedenken. Im Herbste ist mit den eigent-
lichen Zonenbeobachtungen begonnen worden und zwar nach
folgendem Plane. Zunächst wurden 48 in der Mitte der Zone
gelegene Normalsteme, möglichst gleichmässig vertheilt, zwischen
der 4.5ten und 6.5ten Grössenklasse ausgewählt. Diese Nor-
malsteme sollen nach bestimmtem Schema von beiden Beob-
achtern so oft mit einander verglichen werden, bis der vor-
läufig auf 0.03 Grössenklassen festgestellte Betrag des wahr-
scheinlichen Fehlers für die Differenz zweier verglichenen
Sterne erreicht ist. Diese Vergleichungen werden dann an
ein zu Grunde gelegtes Grössensystem (etwa das der Durch-
musterung) angeschlossen. Die Vergleichungen der Normal-
sterne werden ausschliesslich mit dem grossen Wanschaff'schen
Photometer (Objectivöffnung 67 mm) ausgeführt. Die übrigen
Sterne werden zonenweise je nach ihrer Helligkeit mit dem
kleinen Wanschaff'schen Photometer in Verbindung mit dem
SteinheiPschen Refractor von 135 Millimeter Oeffnung oder mit
dem grossen Photometer unter Benutzung verschieden grosser
Objective gemessen. Jede Beobachtungszone umfasst 1 2 in AR
auf einander folgende Sterne und zwei Normalsteme, welche
die 12 Zonensteme in AR einschliessen und am Anfange, in
der Mitte und am Ende der Zone beobachtet werden. Alle
Helligkeiten werden auf das Mittel dieser Messungen bezogen.
Jede Messung besteht aus 4 Einstellungen, je eine in jedem
Quadranten.

Die Beobachtungsdauer für eine solche Zone beträgt durch-
schnittlich 40 Minuten, und da die Photometerkreise sämmtlich
von der Lampe des Photometers aus so beleuchtet werden,
dass der Beobachter beim Ablesen nicht geblendet wird, da
ferner die Einstellung der Sterne und das Aufnotiren der Ab-
lesungen von dem zweiten Beobachter besorgt wird, so ist
eine Ermüdung des Auges während der Beobachtungen nicht
zu befürchten. Nach jeder Zone wechseln die Beobachter mit
einander ab.

Was die Zahl der Messungen für jeden Stern betrifft, so
ist zunächst eine zweimalige Durchbeobachtung aller Sterne
(je einmal von jedem Beobachter) ins Auge gefasst. Aus der
Vergleichung wird sich dann ergeben, ob eine dritte oder gar

147

vierte Dorchbeobachtung erforderlich sein wird, wenn eine be-
stimmte Genauigkeitsgrenze eingehalten werden soll.

Die Anzahl der im letzten Viertel des verflossenen Jahres
beobachteten Zonen beträgt 44 mit 530 Sternen, und in den
ersten Monaten dieses Jahres ist bei der ausserordentlich
günstigen Witterung bereits die Zonennummer 100 erreicht
worden mit mehr als 1200 Sternen.

D. Sonnenstatistik. Die photographischen Aufnahmen
der Somie wurden im Jahre 1 886 mit möglichster Regelmässig-
keit fortgesetzt, und es sind im ganzen 179 Aufnahmen von
10 cm Durchmesser erhalten worden. Dr. Lohse hat im August
und September Photographien von Theilen der Sonnenober-
däche unter sehr starker Vergrösserung angefertigt, um festzu-
stellen, wie oft unter einer gewissen Anzahl von Aufnahmen
ein so günstiger Luftzustand getroffen wird, dass sich die De-
tails der Sonnenoberfiäche erkennen lassen. Von 1 8 Aufnahmen,
die stets in den erfahrungsmässig günstigsten Tagesstunden ge-
macht wurden, zeigte keine die Granulirung in der erforder-
lichen Schärfe, und nur zwei entsprachen im allgemeinen den
Anforderungen. Die Stadien der Ruhe und der Unruhe schei-
nen sehr raschem Wechsel unterworfen zu sein, da von zwei
Aufnahmen, welche nur q Minuten auseinanderlagen, die eine
ganz schlecht war, während die andere zu den besten von
sammtlichen Aufnahmen gehörte.

Prof. Spörer hat die Sonne an 267 Tagen beobachten
können; sie zeigte sich an 41 Tagen fleckenfrei. Von diesen
fallen allein 28 auf das letzte Quartal. Trotz dieser beträcht-
lichen Anzahl der fleckenfreien Tage glaubt Prof. Spörer nicht,
dass das Minimum bereits vorüber ist, da sonst nach den bis-
herigen Erfahrungen einzelne Flecken in hohen Breiten hätten
auftreten müssen. Entsprechend der Anzahl der fleckenfreien
Tage hat auch die Anzahl der Gruppen abgenommen. Dr. Wil-
sing hat auf meine Veranlassung Arealmessungen und Zählungen
der Sonnenflecken und Fackelgruppen an 151 photographischen
Platten (Februar bis December) ausgeführt.

E. Photographie. Dr. Lohse hat die bereits im Jahre 1884
begonnenen Aufnahmen von Sternhaufen fortgesetzt und auch
Nebelflecke (Androme da -Nebel, Ringnebel in der Leier u. a.)
photographisch zu flxiren gesucht. Von Jupiter sind einige
veigrösserte Bilder mit Anwendung einer Negativlinse herge-
stellt worden.

Der Refractor zeigte sich zur Aufnahme von Nebelflecken
sehr wenig geeignet. Trotz einer zweistündigen Exposition
sind nur verhältnissmässig sehr schwache Lichteindrücke ent-
standen, und der Vortheil der Anwendung eines Reflectors für

148

diese Zwecke hat sich sehr deutlich zu erkennen gegeben.
Gegen Ende des Jahres hat Dr. Lohse die Umgebung von
hellen Sternen photographirt. Auch hier wurde eine Belich-
tungszeit von 2 Stunden gewählt, um möglichst schwache Sterne
in der Nähe der hellen zu erhalten. An 14 Abenden sind
Aufnahmen von a, S, y und i) Cassiopeiae, von a und y Aquilae
und von a Persei gemacht worden, und zwar zum grössten
Theil mit Anwendung gewöhnlicher Trockenpiatten. Einige
Bilder wurden auch auf gelb empfindlichen Platten hergestellt
Auf jedem Negativ ist die Richtung der täglichen Bewegung
angegeben, auch sind Anhaltpunltte für die Bestimmung des
linearen Bogenwerthes zu finden. Jede Platte umfasst etwa
einen Quadratgrad. Einen ganz besonderen Sterureichthum
(ungefähr 500 Sterne auf einen Quadratgrad) zeigt die Um-
gegend von y Cassiopeiae.

Im p ho to graphischen Laboratorium wurden von Dr. Lohse
eine Reihe von Versuchen über alkalische Pyrogallus- Entwickler
angestellt. Diese Entwickler haben vor denen mit Eisenoxatat
für Anfhahmen von Sternen, bei welchen es wünsch enswerth
ist noch die all erschwächsten Lichteindrücke zu fixiren, den
Vorzug sehr energischer Entwickelung ; sie färben sich aber
bald braun, welche Färbung dem Negativ leicht mitgetheilt
wird. Es ist Dr. Lohse nun gelungen, durch geringen Zusatz
von kohlensaurem Ammoniak den Pyrogallus- Entwickler halt-
bar und so für Sie rnauf nahmen sehr geeignet zu machen.

Stellt man gelb empfindliche Platten durch Baden in Farb-
stolflösungen her, so geben sehr empfindliche Platten leicht
Schleier beim Entwickeln; besonders ist dies der Fall bei den
belgischen Platten von Beemaert. Durch Zusatz ausserordentlich
geringer Mengen von Jod-, Chlor- oder Bromkalium zu den
Farbbädem gelang es Dr. Lolise indessen, die Schleierbildung,
ohne einen wesentlich verschiedenen Einfluss der genannten
drei Salze auf die Emplindlichkeit, gänzlich zu verhindern.
Das Jodsalz bewirkt eine Verlangsamung der Entwickelung
unter grosserer Klarheit der Schatten, allem Anscheine nach
auch eine grössere Haltbarkeit der gefärbten Platten.

DerUebelstand, dass bei Aufnahmen von Karten, Plänen u. s.w.
im Negativ keine hinreichende Undurchsichtigkeit der hellen
Papierfläche erzielt wird, kann nach Dr. Lohse durch Einschal-
tung eines planparallelcn blauen Glases zwischen die Linsen
des photographischen übjectivs zum Theil gehoben werden.

F. Meteorologie. Die meteorologischen Beobachtungen
sind regelmässig fortgeführt worden. Die seit dem 1. Januar
1885 eingefüiirte Erweiterung des Beobachtungsplanes, wonach
bei den drei Beobachtungsterminen auch die Windrichtung und

149

Windstärke (letztere nach 6 Graden geschätzt) notirt wird, ist
beibehalten worden. Die Bestimmung der Windrichtung ist im
verflossenen Jahre dadurch erleichtert worden, dass die auf
dem WasserÜiurme befindliche Windfahne ihre Bewegung auf
elektrischem Wege auf eine im Corridor des Hauptgebäudes
befindliche, über einer Windrose schwingende Nadel überträgt.
Sammtliche im Gebrauch befindlichen Instrumente sind regel-
mässig untersucht worden und haben gut functionirt. Die Be-
obachtungen der drei Jahrgänge 1884— 1886 liegen fertig vor
und sollen demnächst zum Drucke vorbereitet werden.

G. Vermischte astronomische und physikalische
Beobachtungen. Die Zeitbestimmungen sind bis zum letzten
Vierteljahre in lotägigeu Intervallen von Dr. Kempf ausgeführt
worden. Vom November an wurde Dr. Wilsing mit dem Zeit-
dienst betraut, da die Zeit des ersteren durch die regelmässigen
photometrischen Zonenbeobachtungen absorbirt wurde.

Die von Dr. Kempf ausgeführte Polhöhenbestimmung hat
för das Centrum der grossen Kuppel des Observatoriums er-
geben 52° 22' 56ro, also zufallig genau denselben Werth, der
bisher angenommen worden ist.

Die Thätigkeit des Dr. Wilsing hat sich im vergangenen Jahre
wesentlich auf die zur Bestimmung der Dichtigkeit der Erde
angestellten Pendelversuche und deren Bearbeitung beschränkt
Als in den früheren Jahresberichten noch nicht erwähnt, ist
eine eingehende Untersuchung hervorzuheben, welche durch
die Discussion der Beobachtungen geboten wurde, und welche
sich auf den Verlauf der Schwingungen im allgemeinen, die
Reduction der Schwingungszeiten auf kleinste Bogen und auf
die Abnahme der Schwingungsamplituden bezieht. Diese Un-
tersuchung dürfte von allgemeinerem Interesse sein, insofern
die Erscheinungen, welche bei dem gewöhnlichen Pendel wegen
der Schnelligkeit der Bewegung kaum nachweisbar sind, bei
den langsamen Schwingungen des hiesigen Apparates sich mit
Bequemlichkeit studieren lassen.

Es zeigte sich zunächst für die Bewegung der Achatschneide
auf Achatlager, dass die der Amplitude 9 entsprechende
Schwingungsdauer Ttp für das ganze Intervall von 7^0= i" bis
7*0 = j" durch den folgenden Ausdruck von bekannter Form

dargestellt werden kann. Für yx und ya» welche als reine
Functionen von q) aufzufassen sind, ergibt sich bei verschiedener
Masse des schwingenden Apparates, dass sie nahe im umge-
kehrten Verhältniss der zugehörigen Trägheitsmomente des
Pendels stehen. Für ein gehärtetes Stahllager hatten yi und }#

I50

fast genau dieselben Werthe wie für ein Achatlager, für weiches
Stahllager stieg jedoch der Werth auf das dreifache. Der Be-
trag der Reductionen für das Achatlager, welcher bei Secunden-
Schwingungen für Amplituden bis zu einem halben Grad die
Einheit der sechsten Decimale nicht erreicht, erhebt sich bei
den hier vorkommenden langsamen Schwingungen bis zu mehre-
ren Secunden und lässt sich mit grosser Sicherheit bestimmen.

Femer hat sich noch ergeben, dass nach Elimination einer
von Schneide und Lager abhängenden Störung die Abnahme
der Amplitude sich durch die Voraussetzung einer der Ge-
schwindigkeit der Bewegung proportionalen Dämpfung ohne
complicirtere Hypothesen erklären lässt

Als Endwerth für die mittlere Dichtigkeit der Erde ergibt
sich aus den Beobachtungen:

5.594 ±0.032.

Die Discussion der Beobachtungen hat gezeigt, dass die
Leistungsfähigkeit des Pendels oder der verticalen Wage den
gehegten Erwartungen vollkommen entsprochen hat, ja sich
durch weitere Schutzvorrichtungen gegen äussere Störungen
noch erheblich steigern lassen wird. Das Instrument, welches
an Empfindlichkeit und Sicherheit die gewöhnliche Wage bei
weitem übertreffen dürfte, möchte sich daher auch noch für
andere Zwecke als sehr nützlich erweisen.

Bei Gelegenheit der so eben besprochenen Beobachtungen
hatte sich eine Störung im Nullpunkt des Pendels gezeigt,
welche sich nur durch den Einfluss strahlender Wärme auf das
Pendel (verursacht durch die nicht genau gleichen Tempera-
turen der anziehenden Massen) erklären Hess. Darauf bezüg-
liche Versuche zeigten, dass thatsächlich sehr geringe Wärme-
unterschiede Störungen hervorriefen, obgleich das Pendel mit
einem kräftigen, innen mit Tuch ausgeschlagenen hölzernen
Kasten umgeben war. Um nun die einseitig aufstrahlende
Wärme möglichst gleichmässig über den ganzen Kasten zu
vertheilen, Hess ich letzteren mit Weissblech umgeben. Der
Erfolg dieser Massregel war ein so guter, dass dies nicht allein
dem ausgleichenden Einfluss der Metallumhüllung zugeschrieben
werden konnte, sondern dass die Annahme sich aufdrängte,
dass auch das Blech an und für sich eine bessere Schirm-
wirkung ausübte, als der hölzerne Kasten. Da für alle astro-
nomischen und physikalischen Apparate ein Schutz gegen
strahlende Wärme sehr wichtig ist, und mir infolge der obigen
Erfahrungen die bisherigen Ansichten über die besten Schutz-
vorrichtungen nicht richtig erschienen, so veranlasste ich den
Dr. Scheiner, eine experimentelle Untersuchung über die iso-
l^enden Eigenschaften verschiedener Materialien auszuführen.

Dieselbe wurde im Januar d. J. begonnen und im März be-
endigt und wird demnächst in einer Fachzeitschrift veröffent-
licht werden. Die sehr interessanten Resultate dieser Unter-
suchung, welche meine Vermuthung völlig bestätigten, sind in
Kürze die folgenden. Die schlechten Wärmeleiter, Filz, Holz,
Pappe, Ebonit u. s. w, sind selbst in sehr dicken Schichten
nur unvollkommene Schirme gegen Wärmestrahlung, während
alte blanken Metalle sogar in den feiasten Schichten einen
ungleich viel besseren Schutz gewähren, und für nicht lange
andauernde Bestrahlung ihre Schirmwirkung als eine absolute
bezeichnet werden kann. Die durch diese Untersuchungen
gewonnenen Resultate haben bereits Verwendung gefunden,
tun dem oben erwähnten Pendelapparat möglichsten Schutz
gegen Temperatureinflüsse zu gewähren.

H. C. Vogel.

Prag (Professor Safarik).

Im Jahre 1886 habe ich ausschliesslich veränderliche Sterne
beobachtet. An 154 Tagen konnte ich 2260 Helligkeitsbestim-
muiigen von 132 Sternen erhalten; in den 7 Jahren seit 1880
im ganzen Q700 Bestimmungen von nahezu 150 Sternen.

Der heiterste Monat \var August mit 2 2 Tagen, der aus-
giebigste Abend September 30 mit 50 Sternen in 5** 20" (nebst
Ruhepause). Die Zahl von 30 Sternen wurde erreicht oder
überschritten an 7 Abenden. Ich zweifle nicht, dass ein ge-
übter Beobachter, welcher sich dem Gegenstande ganz zu widmen
vemiöchte, unter einem günstigen Klima Tag für Tag 35 bis
40 Sterne bequem absolviren könnte, somit auch jetzt noch
im Stande wäre, sämmtliche bekannte Veränderliche (etwa 200)
nach einheitlichem Plan und Metliode persönlich zu überwachen.

Die beobachteten Sterne waren mit wenigen Ausnahmen
dieselben wie im vorigen Jahre; hinzu kam noch eine betmcht-
liehe Zahl anderer (aus der DM., den Berliner Karten, Schjelle-
rup's und Birmingham's Rubidae u. s. w.), auf die ich bei ver-
schiedenen Gelegenheiten aufmerksam wurde. Ein Theil der
letzteren ist gewiss veränderlich. Im Mai v. J. habe ich der
kgl. Böhmischen Gesellschaft der Wissenschaften einen Aufsatz
vorgelegt, in welchem ich Beobachtungen von 22 dieser Sterne
mittheile: 9 davon finde ich unveränderlich, 8 veränderlich (2
periodisch), 5 sind vermisste Sterne. Von deii letzten hat einer
schon entschiedene G rosse nänderung gezeigt. Seither habe ich
lahlreiche weitere Beobachtungen erhalten, die ich am selben
Orte miüheilen will, sobald ich Zeit zur Reduction finde. Der
Gesellschaftsbcricht für 1886 ist noch nicht erschienen.

152

Im vorigen Sommer habe ich auch 250 Beobachtungen des
Sternes DM. + 58° 439 aus den Jahren 1880 bis 1886 reducirt.
Die ganze Lichtschwankung beträgt 1 7 Stufen, etwa 8"2 bis 9?3,
die Lichtcurve ist sehr unregelmässig: Maxima (z. Th. sehr diffus)
waren 1883. V, 1884. VII, 1885. III und XII; entschiedene Mi-
nima 1 882.1, 1885.VI und Ende 1886. Der Stern ist tief orange-
braun und hat 5 feine Satelliten; er wird wohl T Persei zu
heissen haben, unter welchem Namen ich ihn schon lange in
meinen Registern führe. Genaueres kann ich erst mittheilen,
wenn ich einen Theil der Beobachtungen neu reducirt habe,
weil ein anfangs vielgebrauchter Vergleichstem um etliche Stufen
unrichtig angesetzt wurde.

Von Asteroiden wurde diesmal nur Vesta an 12 Abenden
verglichen.

Die in früheren Berichten erwähnten localen atmosphärischen
Störungen waren dies Jahr gross. Während der ganzen wärme-
ren Jahreszeit erhob sich regelmässig gegen Abend leichter
Westwind, welcher die Rauchmasse der Stadt über die Wein-
berge wälzte, wo sie nicht weiter konnte und liegen blieb.
Ausser der Verdunkelung der Sterne (bis 3 Grössenklassen be-
tragend und den Lichtvergleichungen äusserst hinderlich) leiten
diese Rauchmassen häufig Cirrusbildung ein, und ihr starker
Gehalt an freier Schwefelsäure (entstammend dem Schwefelge-
halte der Mineralkohlen) greift feinere Stahl- und Eisentheile
an beständig gebrauchten Instrumenten eben so sehr an, wie
Lungen und Luftwege.

Erfreulicherweise ist es mir im vorigen Jahre gelungen, ein
Grundstück in freier und stiller Lage mitten zwischen Gärten
zu erwerben, und auf ihm ein Wohnhaus mit Rücksicht auf
astronomische Zwecke zu errichten, das ich im Mai 1887 zu
beziehen gedenke.

Die folgende Uebersicht enthält die im Jahre 1886 ver-
folgten Sterne nebst Zahl der Beobachtungen, ohne jedoch
auf die Ifeobachteten anonymen Sterne (5 1 an Zahl) Rücksicht
zu nehmen.

R Tauri
S .
U ^
V »
R Orionis
R Leporis
R Aurigae
S Orionis
R Monocerotis
R Lyncis

T Cassiopeiae

R Andromedae

S Cassiopeiae

R Arietis

0 Ceti

R »

S Persei

T Arietis

R Persei

T Tauri

R Geminorum

R Canis min.

S »

S Geminorum

V Cancri

U *

S Hydrae

T Cancri

«53

R Leoois min.

Coronae

Cygni

R Leonis

Cephei

R Ursae maj.

Cygni

R Crateris

Delphini

T Leonis

R Herculis

R Comae

Cephei

T Virginis

•»

R Corvi

R Ursae min.

T Ursae maj.

R Draconis

Aquarii

S » ;►

Herculis

U Virginis

Serpentis

Cassiopeiae

Aquilae

R Hydrae

Sagittarii

S Virginis

•

Vesta

T Bootis

S »

Cygni

R Camelopardi

R Bootis

S Librae

Delphini

S Serpentis

Cygni
Stockholm.

A. Safari

Durch verschiedene Umstände, auf welche hier näher ein-
zugehen nicht als nöthig erscheint, wurde meine Thätigkeit im
vergangenen Jahre wesentlich auf Arbeiten rein theoretischer
Natur beschränkt. Die nächste Frucht derselben war eine Ab-
handlung, welche unter dem Titel „Untersuchungen über die
Convergenz der Reihen, welche zur Darstellung der Coordinaten
der Planeten angewendet werden" in Acta Mathematica ver-
öffentlicht wurde und bereits zur Vertheilung unter den Astro-
nomen gekommen ist. Bei diesen Untersuchungen ergab es
sich, dass wenn die gewöhnlichen, nach den Vielfachen der
mittleren Anomalien fortschreitenden Entwickelungen nicht mehr
zur Darstellung der gesuchten Integrale verwendbar sind, der
Fall eintritt, wo Libration stattfindet. Bei der Form der Reihen,
welche in diesem Falle statt der früheren zur Verwendung
kommt, können diese aber auch, wie in der betreffenden Ab-
handlung gezeigt wird, gleichförmig convergent sein, so dass
die Lösung keineswegs dadurch ihren absoluten Charakter ver-
liert, dass die mittlere Anomalie durch ein neues Argument
ersetzt wird. Es ist sicher, dass die betreffenden Entwicke-
lungen im Falle, wo Libration vorhanden ist, convergiren, wenn

Vlcrteljabrsschr. d. Astronom. GesellschaÜU 22. l £

154

der CoefRcient des Librationsgliedes einen genügend kleinen

Werth hat; die Untersuchung aber, bis zu welcher Grenze des
Werthes dieses Coefiicienten die Convergenz noch fortbesieht,
liabe ich nicht näher durchgeführt, und eben so wenig, wie
diese Betrachtungen sich eigentlich auf grössere Werthe der
Kxcentricitiiten beziehen. Es erwies sich jedoch, dass Fälle
vorkommen können, wo die Reihen bei dem Werthe i des
I.ibrations coefiicienten gleichförmig convergiren, also bei dem
grüssten Werthe, welchen dieser Coefficient überhaupt erhalten

Im vorjährigen Berichte konnte ich mittheilen, dass durch
die Rechnungen, welche die Bestimmung der absoluten Bahn-
clemente für die acht Hauptplaneten bezwecken, bereits sehr
genäherte Werthe für die elementaren Glieder in den Theo-
rien des Jupiter und des Saturn erhalten waren. Wenngleich
diese Werthe noch nicht definitiv sind , so dürften sie doch
hinreichend genau sein, um zu den Berechnungen von abso-
luten Störungen der kleinen Planelen verwendet zu werden.
Ich führe daher die wichtigsten dieser Glieder an; indem ich
zum Vcrständniss der Bezeichnungen auf den Bericht (ur 1883
verweise, setze ich:

W = 1 "s [(' - s) ■■. - .] = » co> ((, - s) ,.. - r)
+ J' cos (( , _ s') ,.; _ r) + '^, cos ((1 - 5-) ,; - r-)

(,-) = ,' CO, (( 1 - s') ,';-"') = "i «"'((' - s) "" - '')
+ «'co»((i --s>; - i") + °:,'cos((i-iT,.;_r')

wobei sich die mit einem Accent markirten Grössen auf den
Saturn, die mit zwei auf den Uranus und die Grössen ohne
Accent auf den Jupiter beziehen. Ks ergaben sich

log ff =

logs' =
logs" =

5.5'75"3
6.797178
6.21750s

8.625232
8-697563
8.472825

r = 27°
r = i32
r=ioi

8
9

'9
57

log «; =

9.453715

loE «; =

0.519836

log «; =

9.991048

log .; =

1.248675

155

Zu diesen Werthen ist zu bemerken, erstens dass die g
etwas genauer berechnet worden sind als sie, oder vielmehr
die entsprechenden Werthe der g, in dem vorjährigen Berichte
angeführt wurden; zweitens dass die Grössen, welche sich auf
den Uranus beziehen, relativ noch ungenau sind, weil der Ein-
fluss des Neptun bis jetzt vernachlässigt wurde; die Grössen,
welche sich auf Jupiter und Saturn beziehen, sind aber wesent-
lich genauer als die entsprechenden von Leverrier in den Pa-
riser Annalen (T. II) mitgetheilten.

Nachdem diese Resultate erlangt worden waren, wurden
unsere Arbeiten auf eine ähnliche Bearbeitung des untern Sy-
stems concentrirt, d. h. auf das System der vier Planeten
Mercur, Venus, Erde, Mars. Da die Theorie der Jupitersbe-
wegung bereits sehr nahe bekannt ist, wird die erste Annähe-
rung unter Berücksichtigung des Einflusses dieses Planeten
berechnet werden können, weshalb diese erste Annäherung als
dem definitiven Resultate sehr nahe kommend betrachtet wer-
den kann.

Hugo Gylden.

Strassburg.

Der letzte Bericht über die an den Instrumenten der Strass-
burger Sternwarte ausgeführten Untersuchungen und Beobach-
tungen von Professor Schur in Nr. 2736 der Astronomischen
Nachrichten reicht bis Mitte März 1886. Im Anschluss hieran
gibt das Folgende einen Bericht über die spätere Thätigkeit
auf der Sternwarte bis zum Schluss des Jahres.

Das wissenschaftliche Personal besteht von dem erwähnten
Zeitpunkte ab aus dem Unterzeichneten als Observator, Dr. W.
Wislicenus als Assistenten und Herrn A. Kaufmann als Hülfs-
assistcnten.

Instrumente und Einrichtungen. Die Aufstellung des
Heliometers war durch langjährigen häufigen Gebrauch derart
abgenutzt, dass die Vollendung der bis i8go fortzusetzenden
täglichen Beobachtungen des Sonnendurchmessers mit dem-
selben nur nach einer gründlichen Reparatur möglich schien.
Durch die Anbringung einer neuen Vorrichtung zur Klemmung
und Feinbewegung in Declination und durch andere kleine
Verbcsserungen dürfte dies Ziel erreicht sein. Zu grösserem
und vortheilhafterem Schutze des Instrumentes gegen Staub und
Nässe wurde an dem Dache ein frei über ihm hängender und
bei der Beobachtung zur Seite zu fahrender Vorhang ange-
bracht. Nachdem ich durch gütige Mittheilung von Herrn
Geheimrath Auwers auf eine sich aus den bei Gelegenheit

II*

•^ •

156

der Beobachtungen für den Venusdurchgang ausgeführten Helio-
metermessungen ergebende geringe Abhängigkeit des Sonnen-
durchmessers von der Jahreszeit aufmerksam geworden und
den Grund hiervon nicht in thatsächlichen Verhältnissen, son-
dern in Mängeln der Beobachtungsmethode zu suchen veran-
lasst war, ist auf meinen Antrag das Heliometer mit einem
eigenen Apparate zur beständigen Controle der Focallänge aus-
gerüstet. Im Süden des Heliometerthurmes ist ein Collimator-
häuschen erbaut. Das Collimatorfemrohr von gleicher Oeif-
nung und Brennweite wie das Heliometer selbst ist in 2 Lager-
paaren auf einem fest fundirten Pfeiler auf das Heliometer in
den beiden Lagen seiner Declinationsaxe gerichtet. Durch ein
Verkleinerungssystem wird in der Focalebene dieses Femrohrs
von einer mit kleinen Oeffnungen versehenen Metallplatte das
Bild eines Doppelstems erzeugt, der durch das Heliometer ge- ^

sehen in Distanz und Helligkeit etwa y Leonis entspricht.
Durch Einstellen auf denselben lässt sich bei Tag wie auch
bei Nacht die Stellung des schärfsten Sehens für das Helio-
meter ermitteln. Ausgeführt wurde das Instrument von den
Herren Repsold. Es dient zugleich auch zur Controle der
Aufstellung des Heliometers wie zur Bestimmung des Index-
fehlers des Positionskreises.

Der gleich bei Erbauung der Sternwarte durch Herrn
Professor Winnecke zur Aufnahme der Hauptuhren bestimmte
Raum zwischen den beiden Gewölben des Refractorbaues wurde
für diesen Zweck eingerichtet. Die beiden Uhren Hohwü Nr. 25
und Kno blich 1963 sind in demselben an freistehenden Sand-
steinpfeilern aufgehängt. Ein in der inneren Thür des Zimmers
befestigtes Femrohr dient in Verbindung mit zwei Spiegeln
zur Ablesung derselben. Die Uhrschläge werden durch Mikro-
phone hörbar gemacht; die Beleuchtung geschieht durch kleine
elektrische Lampen. Die Einrichtung ist so getroffen, dass
beim Einschalten der Batterie immer nur eines der Zifferblätter
erleuchtet ist und in dem neben dem Femrohr befindlichen
Telephon die Schläge der entsprechenden Uhr gehört werden.
Ein einfaches Stellen eines Umschalters bewirkt dann die Be-
obachtung der zweiten Uhr. Der Raum wird nur beim Auf-
ziehen der Uhren, also wöchentlich zweimal, auf wenige Mi-
nuten betreten. Die seitherigen Erfahmngen über den Gang
der Uhren und den der Temperatur sind als sehr günstige zu
bezeichnen.

Die nach seinem letzten Berichte von Herrn Professor Schur
geplante elektrische Beleuchtung der Miren ist in der ange-
gebenen Weise nicht ausgeführt. Bei derselben hätte man
nämlich darauf verzichten müssen, die die Miren umgebenden

»57

und gegen Störungen und Staub schützenden Cylinder auf
elektrischem Wege vom Mendiansaale aus schliessen zu können ;
auch zeigte sich, dass die Tauchbatterie in ihrer Wirkung zu
schnell nachliess, um ein regelmässiges Functioniren erwarten
zu lassen. Die Herstellung der neuen Einrichtung, wie sie
jetzt im Frühjahr 1887 in Thätigkeit getreten, wurde durch
mancherlei äussere Gründe, namentlich durch anderweitige
Inanspruchnahme der mit der Ausführung betrauten Firma, sehr
verzögert. Der elektrische Strom wird jetzt durch Accumula-
toren geliefert, die automatisch beim Oeffnen der Cylinder
vom Meridiansaale aus eingeschaltet, beim Schliessen ausge-
schaltet werden.

Die Bibliothek habe ich unterstützt durch Herrn Dr. Wisli-
cenus einer vollständigen Neuordnung unterworfen, die Bücher
mit Etiquetten versehen, die ihre Stellung bezeichnen. Neben
dem Accessions- und Zettelcatalog habe ich auch einen Real-
catalog angelegt, der aber noch unvollendet ist Dadurch dass
in den beiden zuerst genannten Catalogen ebenfalls die Ord-
nungs- Nummer der einzelnen. Bücher eingetragen wurde, ist
ihr Auffinden sehr erleichtert.

Im Laufe des Jahres hat die Bibliothek sich um 132 Num-
mern vermehrt; sie enthielt am Ende des Jahres etwa 3800
einzelne Bände und daneben 2600 kleinere Schriften, im ganzen
4390 Werke.

Beobachtungsthätigkeit. Am grossen Refractor, der
sich in den Händen des Observators befand, wurden die von
Professor Winnecke begonnenen Arbeiten wieder aufgenommen.
Die Nebelflecke, namentlich die schwächeren von Winnecke am
SechszöUer nicht beobachteten, werden in Bezug auf ihre
physische Erscheinung untersucht; es werden ferner für die-
selben Positionsbestinmiungen ausgeführt und die Stellung der
in den Nebeln sichtbaren Sterne gegenseitig und gegen ausser-
halb stehende Sterne festgelegt. Es wurden beobachtet die
Nebel: GC 20, 4378, 4383, 4386, 4388, 4390, 4391, 4395,
4403 an 15 Abenden, 4415, 4417, 4419, 4441, 4447, 4456,
4462 an 2 Abenden, 4513, 4514, 4565 an 4 Abenden, 4567,
4582, 4678, 4695, 4790 an 4 Abenden, 5051.

Für die Trabanten der 3 äussersten Planeten sind Positions-
bestimmungen gegen den Mittelpunkt des Hauptplaneten aus-
geführt, und zwar für die Trabanten von Uranus und Neptun
in allen Theilen ihrer Bahnen, für die des Saturn dagegen
nur in der Nähe des Durchgangs durch die kleine Axe des
Ringes. Bis zum Schluss des Jahres wurden erhalten von
Mimas i Beobachtung, Enceladus 5, Tethys 3, Dione 5, Rhea 2,
Titan i, Hyperion i, Titania 4, Oberon 5, Neptunstrabant 13,

■5«

Von den im Jahre 1886 erschienenen Cometen sind folgende
Beobachtungsreihen erhalten.

ichlULigen zwischen Müri IJ und Mai 4

Bamard

1SS6 II

Fabry

Brooks 1

» 3

Bamard-HarlwiglX

FinUy

VII

. Mai 2 . Juni S

Mai 35 ' J""i >
. Ocloher 24

• V. Oct. zS hin Ende des Jahre».

Zur Contro)e des Schraubenwcrthes wurden in passenden
Zwischenräumen Ausmessungen des Bogens im Perseus-Stcrn-
haufen ausgeführt. Im Jahre 1886 sind 6 solcher Ausmes-
sungen vorgenommen. Zur Ermittelung der genauen Stellung
des Mikrometerapparates wurden hiiufige Focaleinstellungen auf
enge Doppelstcrne ausgeführt, ausserdem wurde die Lage der
Stundenaxe des Instrumentes in geeigneten Zeiträumen bestimmt.

Die Beobachtungen am Meridiankreise wurden fast aus-
schliessHch von den beiden Assistenten ausgeführt und waren
in erster Linie der Fortsetzung der im Jahre 1884 begonnenen
Bestimmung der südlichen Anhalt Sterne für die Zonen der
Astronomischen Gesellschaft gewidmet. Abgesehen von gering-
fügigen Aenderungen, auf die ich bei der begonnenen Re-
duction aufmerksam geworden war, werden diese Beobach-
tungen nach dem von Professor Schur ausgearbeiteten Plane
ausgeführt. Die erste Hälfte der Arbeit wurde im September
vollendet; es erfolgte dann die Vertauschung von übjectiv und
Ocular, und in dieser neuen Anordnung ist die Bestimmung
nun zu wiederholen. Daneben sind die Beobachtungen der
Sonne, des Mondes imd der Planeten fortgesetzt; die am
grossen Rcfractor als Anschlusssterne benutzten Sterne und
solche, deren Bedeckung durch den Mond beobachtet wurde,
werden ebenfalls bestimmt.

Verschiedene Theile des Mechanismus des Instrumentes
sind einer genaueren Prüfung durch zweckmässige besondere
Beobachtungen unterworfen. F.s gilt dies besonders für die
Kleinmung und Feinbewegung in Declination, deren regelreciite
Wirksamkeit zu Zweifeln Anlass . gegeben hatte. Die Prüfung
hat diese Zweifel im wesentlichen wenigstens zu beseitigen
vermocht, indem sie den mittleren Pointirungsfehler für die
Beobachter Kobold und Kaufmann im Mittel = ± o?3 und
den bei einer Ablesung der 4 Mikroskope zu befürchtenden
mittleren Fehler einer Declinalionsbestimmung zu ± of^j —
abgesehen von dem durch die Annahme über den Nullpunkt
eingeführten Fehler — ergab; es konnte daher die Fortsetzung

159

der vorerwähnten Hauptarbeit ohne Verzug in Angriff genommen
werden.

Im Jahre 1886 sind am Meridiankreis beobachtet
160 Culminationen der Sonne in beiden Coordinaten
65 » des Mondes

16 » des Mercur

71 » der Venus

4Q y des Mars

41 * des Jupiter

8 7> des Saturn

22 » des Uranus

7 » des Neptun

An 216 Beobachtungstagen wurden 3329 Positionsbestim-
mungen von Sternen ausgeführt.

Das Azimuth des Instrumentes wurde durch Culminationen
von ß Ursae min. 222 mal bestimmt; die beiden Miren sind 385
mal eingestellt. Die Neigung des Instrumentes wurde 544 mal
bestimmt, und zwar 417 mal durch Beobachtung des reflectirten
Bildes des Fadennetzes und 127 mal mittelst des Niveaus. Colli-
mationsfehler- Bestimmungen sind 105 mal ausgeführt: 47 mal
durch Umlegen mittelst des Collimators, 7 mal durch Umlegen
mittelst der Südmire, 23 mal durch Reflexbeobachtungen und
2S mal mittelst Nord- und Südcollimator ohne Umlegen. Der
Nadirpunkt des 2' Kreises wurde 403 mal bestimmt.

Die Messungen des Sonnendurchmessers am Heliometer
sind von den drei Beobachtern abwechselnd ausgeführt und
vertheilen sich auf dieselben wie folgt: Kobold 48, Wislicenus
32, Kaufinann 40; Sterndistanzen zur Controle des Schrauben-
werthes hat beobachtet Kobold 20, Wislicenus 25, Kaufmann 15.
Zur Bestimmung der optischen Ungleichheit des Schrauben-
werthes wurde die Distanz €q Hydrae von den Beobachtern
Kobold und Wislicenus an je 3 Abenden in 7 verschiedenen
Stellungen des Oculars beobachtet.

Herr Kaufmann hat auf meine Veranlassung an dem Instni-
mente eine Beobachtungsreihe begonnen, bestehend in der Be-
stimmung der Positionen der auf der Sonnenscheibe sichtbaren
grosseren Kernflecken. Infolge der ungünstigen Verhältnisse
und der geringen Fleckenzahl sind die Messungen nicht zahl-
reich ausgefallen; es >vurden 26 Positionen von 6 verschiedenen
Flecken bestimmt.

Das Passageninstrument von Cauchoix habe ich Herrn Dr.
Wislicenus zu den von ihm geplanten Studien und Beobach-
tungen über den absoluten persönlichen Fehler bei Durch*
gangsbeobachtungcn übergeben. Die Firma Ungerer fr^res
hierselbst fertigte nach den Zeichnungen und Angaben von

i6o

Dr. Wislicenus den am Fernrohre anzubringenden Mechanismus
an. Nachdem derselbe im December fertig geworden, wurde
er durch 15 längere Beobachtungsreihen geprüft, die Veran-
lassung gaben zur Anbringung einiger kleinen Aendernngen.
Erst nach Erledigung dieser jetzt in Angriff genommenen Aende-
rungen sind aus neuen ausgedehnten Beobachtungsreihen be-
stimmte Resultate zu erwarten.

Stembedeckungen und sonstige bemerkenswerthe Phaenomene
sind beobachtet, soweit es sonstige Arbeiten zuliessen; zwei
Durchgänge des Mondes durch die Gruppe der Hyaden konnten
wenigstens theilweise beobachtet werden,

Reductionsarbeiten. Die Beobachtungen am grossen
Refractor sowohl, als auch am Meridiankreise sind, soweit es
ohne die erst aus ihrer Gesammtheit abzuleitenden Correc-
tionen möglich ist, sofort reducirt.

Für die seit dem Jahre 1882 gesammelten Meridiankreis-
Beobachtungen glaubte ich mit der Vollendung der ersten
Hälfte der Bestimmung der südlichen Sterne den Zeitpunkt
gekommen, sie einer definitiven umfassenden Reduclion zu
unterziehen. Eine erste stets als Controle zu benutzende Ein-
zcl-Reduction ist nach den Angaben von Schur im Verlaufe
der Beobachtungen ausgeführt. Die Rectascensions-Beobach-
tungen sind zum grössten Theite in die Reductionsfonnulare
eingetragen. Die rechnerische Thätigkeit war fast ausschliesslich
auf die Herleitung der anzuwendenden Fadendlstanzen ge-
richtet. Ich habe zur Bestimmung derselben etwa 500 Beob-
achtungen von Zeitstemen und zgo Durchgänge des Polar-
sterns benutzt. Dabei haben sich gewisse Anomalien ergeben,
die eine Abhängigkeit von der Beleuchtung anzudeuten scheinen.
Zu genügender Erklärung war aber das gesammelte Material, das
auf die einzelnen Beobachter und die in Betracht zu ziehenden
Verhältnisse ungünstig vcrtheüt ist, noch nicht hinreichend,
und noch weniger zur numerischen Feststellung der Werthe,
und ich bin augenblicklich mit der Herbeischaffung noch
weiteren Materials beschäftigt. Im Laufe des Jahres 1887
hoffe ich über eine zweck massigere Beihülfe bei diesen Arbeiten
verfugen und sie deshalb schneller fördern zu können.

Strassburg 1887 März 28,

Der Observator der Sternwarte
H, Kobold.

i6i

Taschkent.

L'annee demi^re le personnel de Tobservatoire n'a subi
aucun changement. Quant aux edifices, gräce ä la g6n^rosit6
de M. le General-Gouverneur du Tourkestan le G^n6ral Ro-
senbach, ils furent consid6rablement ^largis. C'est ainsi qu'au
lieu du vieux bätiment de la biblioth^que nous avons k prä-
sent une maison de cinq chambres: le bureau, la biblioth^que,
la chambre chronom^trique, le depöt d'instruments et enfin la
chambre d^stin^e k Finstallation des appareils seismiques. Outre
cela, cette maison fut unie k Fobservatoire par une nouvelle
salle m^ridienne, oü est installö le transportable Instrument
de passage.

Les travaux, accomplis par Tobservatoire, sont:
i) MM. Pomerantzeff et Zalessky ont d6termin6 au moyen
du t616graphe la diff(^rence des longitudes entre Tobservatoire
et la ville de Tourkestan. Les Instruments employ6s 6taient:
le transportable Instrument de passage de M. Herbst et le cercle
vertical de M. Repsold. La d^tennination 6tait faite en chan-
geant les places des observateurs. Chacun d'eux observait dans
chaque point pendant six soir^es. Outre cela, M. Zalessky a
d6termin6 les longitudes de trois points d'intervalle en trans-
portant 7 box-chronom^tres. Les latitudes de tous ces points
sont d^termin^es par lui-m^me.

U6t6 pass6 M. Schwarz a fait un voyage g^ographique dans
la partie Orientale du khanat de Bokhara, Hissar, Khoulab et
Karath^guine, pendant lequel il a d6termin6 les positions g^o-
graphiques de 31 points. Les longitudes des Bayssoun, Ka-
fimahan et Khoraling se sont determinees d'apr^s les obser-
vations des occultations des 6toiles au moyen d'une lunette
de Fraunhofer (77 mm d'ouverture). Dans le premier point il
a observ6 18, dans le second 3 et dans le troisi^me 2 phases.
La plupart d'elles correspondent a Celles qui 6taient observ6es
k Tobservatoire de Tachkent. Les longitudes des autres points
sont d6terminees en transportant 5 chronom^tres de poche.
Toutes ces observations ont et6 faites par M. Schwarz au moyen
du cercle prismatique de M. Pistor. Le temps il d6terminait,
en observant les hauteurs correspondantes du soleil et les la-
titudes d'apr^s les observations des hauteurs m^ridiennes de
cet astre.

2) Le r^fracteur fut employ^ par M. Pomerantzeff pour les
observations des cometes; savoir:

Fabry (1886 1) .... 5 fois
Barnard (1886 II) . . . 6 »
Finlay (1886 VII) . . . 3 )>

l62

Le tn€me instminent ^tait aussi employe pour les obser-
vations des taches solaires. La mothode de ces obsecvations
^tait la meme qu'en 1884 et 1885. C'est M, Zalcssky qui s'est
principalement occup6 de ce travail et, pendant son absesce,
il a ^t4 remplacä par M. FomeranUefT, La table suivante donne
la statistiqae de ces observalions :

Nombre des

Mois

joure d'ob-

tacbes

servation

observfes

Janvier. . . .

. 65

F6vrier

Mars

133

Avrii

Mai.

Juin

Juillet

3«

181

AoOt

Septembre

105

Octobre .

Novembre .

D6cembre .

223

926

Les occultations des ttoiles ätaient observies au raoyen
du refracteut par M. Zaiessky aussi ri;guli(;reraent que possible.
Les dtoiles observi;es ctaient au nombre de 29. Douze d'entre
elles ont ät& observces en deux phases.

L'annce passe e l'observatoire a re^u quelques demandes
de determioer les positions de quelques etoiles et c'etait prin-
cipalement pour ce but que M, Pomerantzeff employait le
cercle meridien. Outre cela, le meme observateur a dätermlne
les positions des 60 etoiles auxquelles (5tait rapport6e la co-
mhte Bamard (1885 11). Le nombre general des etoiles obser-
vees 6tait445; savoir:

etoiles A d<^terminer .... 262
> fondamentales . . . . 143
• polaires 40

Les determinations du tenips furent conßees comme aupa-
ravant k M. Zaiessky. Les observations ctaient au nombre de 59.
La methode du coup du canon ä midi etait la meme que les
ann^es pröcödentes.

L'hiver M. Zaiessky a examin6 la compensation de 8 box-
chronom6tres, de 3 chronom^tres de poche et de 5 aneroides.

3) L'absence de M. Schwarz a fait interrompre les obser-
vations magn6tiques ä Tobservatoire ; mais pendant son voyage
il a d6termine en 50 points les coordonnees magnetiques. Ces
observations unies k celles qui 6taient faites auparavant par lui-
in^me et par d'autres voyageurs donneront la possibilit6 d'6tu-
dier la distribution du magn^tisme terrestre en Asie centrale.

4) Les observations m^t^orologiques 6taient faites suivant
le meme programme que les ann6es pr6c6dentes. Leurs re-
sultats annuels sont:

La pression de Tair .... 720.6 mm

La temp^rature + i292 C.

La pression des vapeurs . . . 5.6 mm

L'humidite 66 ^/o

La quantite de nuages . . . 0.48

La somme de pr6cipit6s . . . 386.1 mm

L'6vaporation de Teau a Tombre 1 194.6 mm

Outre cela, Tobservatoire dirigeait l'activite de 12 stations rae-

teorologiques situ6es au Tourkestan.

Une partie des travaux de Fobservatoire est imprimee dans
les „Astronomische Nachrichten", le caicul de Tautre n'est pas
encore termine.

H. Poraerantzeff.

Zürich.

Die Verhältnisse der Sternwarte sind wesentlich dieselben
geblieben; einzig ist der im vorletzten Berichte erwähnte Um-
bau des parallaktisch montirten Refractors glücklich vollendet
und das Instrument gegen Ende des Jahres wieder aufgestellt
worden. So viel bis jetzt ersehen werden kann, ist der Umbau
vorzüglich gelungen, und iifiacht der Firma Kern in Aarau alle
Ehre.

Meine eigenen Beobachtungen beschränkten sich wieder so
ziemlich auf Fortsetzung meiner Sonnenflecken-Statistik, und
zwar erhielt ich mit Einbezug der correspondirenden Beobach-
tungen meines Assistenten, Herrn Alfred Wolfer:

164

i886

Beobach-

Flecken-

Rektiv-

tuEBs-TagP

freie Tage

^aWen

tanuar

3'.'

Februar

■7

24.9

Mära . .

58.2

April . .

45-0

Mai . .

31-5

Jani . .

26.9

Juli . .

30.9

August

17.0

September

22.6

October .

8.9

November

0-3

December

16.0

Jahr

308

26.1

Die Anzahl der ßeckenfreien Tage hat sich also gegenüber
dem Vorjalire von 10 auf 53 vennehrt, während die mittlere
Relativzahl von 49.9 auf 26.1 zurückgegangen, ja im November
bereits ein secundäres Minimum eingetroffen ist.

Von meinen „Astronomischen Mittheilungen" sind seit dem
letzten Jahresberichte die Nummern 67 und 68 theils ausgegeben,
theils fertiggestellt worden, welche von mir, ausser Fortsetzung
der Sonnenlleckenliteratur {Nr. 522 — ^538) und des raisonniren-
den Sammlungsverzeichnisses {Nr. 318 — 323), die Uebersicht
der Fleckenzählnngen im Jahre 1885 und ihre Vergleichung
mit den Eigebnissen der magnetischen Variations- Beobachtungen,
sowie den Versuch einer Ehrenrettung für Nicolaus Reymers
enthalten, — von Herrn Wolfer die Serie 11 der von ihm er-
haltenen und berechneten Sonnenflecken-Positionen {Rotations-
perioden 316 — 322, den Monaten Mai bis November 1884 an-
gehörend), die letzte, welche vor Demontining des Refractors
erhalten wurde,

Am Meridiankreis Kern hat Herr Wolfer 58 vollständige
Zeitbestimmungen durchgeführt. Femer hat er die früher be-
gonnene Reihe von Durchgangsbeobachtungen von Poistemen
über den ganzen Bewegungsraum des beweglichen Vertical-
fadens fortgesetzt, und noch circa 2o vollständige Durchgänge
beobachtet. Zudem ist diesen Sternen noch eine Anzahl anderer
zvi-ischen 70 und 90° Declination beigefugt worden, welche theils
am beweglichen, theils an den festen Fäden, theils mit Auge
und Ohr, theils chronographisch beobachtet werden, und einiges

■65

Material zum Studium der Genauigkeit der Antritte von Pol*
siemen unter den erwähnten verschiedenen Umständen ergeben
werden; bis jetzt sind etwa So Durchgänge dieser Art beobachtet,
und es soll die Reihe noch weiter fortgesetzt werden.

Zum Schlüsse glaube ich noch darauf hinweisen zu dürfen,
dass ich auch im verflossenen Jahre in der ,, Vierteljahrsschrift
der naturforschenden Gesellschaft in Zürich" die im letzten
Jahresberichte erwähnten Briefauszüge fortsetzt, meine (laupt-
thätigkeit jedoch auf die Redaction meines neuen „Handbuches
der Astronomie, ihrer Geschichte und Literatur" Concentrin habe.

Rudolf Wolf.

VicrteljabrsschrifE der Aslrcummischen Gcsellscbafl, 22. Jahrgang, Heft 2,

gtb. 1S41 Oet. 36. gest. 1886 Dtc. 36.

Angelegenheiten der Gesellschaft

Zar Mitgliedschaft der Astronomischen Gesellschaft haben
sich gemeldet und sind nach § 7 der Statuten durch den Vor-
stand vorläußg aufgenommen die Herren

Dr. A. Börsch, Assistent am geodätischen Institut in

Berlin,
Eugen Hartmann, Optiker und Mechaniker in Bocken-
heim bei Frankfurt a. M.

Dem Berichte über die Versammlung zu Kiel soll wie ge-
wöhnlich als Anlage ein neues Mitgliederverzeichniss beige-
geben werden. Die Herren Mi Glieder werden wiederholt
ersucht, alle ihnen bekannten Unrichtigkeiten des neuesten Ver-
leichnisKS vom Jahre 1885, insbesondere die sie betreffenden
Aendeningen in den angegebenen Adressen, baldigst, soweit dies
nicht schon geschehen ist, der Redaction, oder auch einem an-
dern Mitgliede des Vorstandes mitzutheilen.

VienatjülDwchi. d. AilitiiKim. GaiBÜicI

Ephemeriden der veränderlichen Sterne für 1888.

I. Teleskop isch veränderliche Sterne
zwischen Decl. -(- 80° und — 2°.

Stern

.8
Decl.

5-0

" a"^

JShrl. Aende-

rung in
Decl. ; AR.

Zeit des grössten
Lichtes

Cepheus S

+77°S8:i

21 "36- 57'

-l-o-'j?!— o;6o

Mail 3

Ursa min. R

72 34-4

lö 3' 57

-0.13 -0.87

8.9

Min?

Cassiopeia S

7' SO-8

I 9 4

+0.32

+4-30

7-8

Juni 16

Ursa roaj. R

6932.1

10 34 19

—0.31

+4.38

Jan.7. Nov. 6

Cepheus T

<>7 544

21 7 33

+0,24

+0.81

5.6

Aptü 15

Dtaco R

67 3.5

16 32 17

+0.14

6,7

Aug. 30

Ursa maj. S

61 53-3

12 37 35

-o-33'+2.66

JuniM

Urea maj. T

60 17.2

12 29 47

-0.331+2.77

Mai 2

Perseus S

57 55.^

z 12 29

-1-0.281+4,24

8.9

Kein Mai.

Cygnus S

57 34'2

20 2 28

+0,17+1.26

Juü 1

Lynx R

5S3I-6

6 49 20

—0,07 +4.97

7.8

April 2

Cassiopeia T

54 59-3

0 15 25

+0-33 +3-20

7-8

Jan. 18

Bootes S

54 283

14 Ig I

— 0.2B

+2.01

Aug. 22

Auüga R

53 25-0

5 5 36

+0.08

+4-82

Febr. 18

Cassiopeia R

50 34-9

23 51 4

+0,33

+3-01

Uli?

Cygnus R

49 52-5

19 32 56

+0-I3

+ 1.61

Uli 19

Cygnus V

47 37-5

20 36 38

+0,21

+ 1.94

Cygnus U

47 26-3

20 15 7

+0.19

+ 1.86

Kein Max.

Lacerta R

41 36.8

22 36 5'

+0-31

+2.65

8-9

April 7

Corona V

40 0.7

'5 4t 2'

-0.19

+2.13

Juli 11

Bootes +39°ä77i

39 30.6

14 23 53

-0.27

+2.41

Apnl 27

Andromeda R

37 464

0 16 25

+0-33

+3- '4

Mai 23

Hercules W

37 38-'

i(. 30 5

— 0.(3

8.9

Febr. 18. Dec. 4

Hercules V

35 174

16 52 58

+1.20

9.10

Unbekannt

Leo min. R

35 10.6

9 3*" 52

-0,27

+3.62

Juli 14

Perseus R

35 'O''

3 20 so

+0,21

+3-79

8.9

MSn 15. 0«. 10

Auriga S

34 2.'

5 '7 33

-(-0,06

+3-96

Unbekannt

Cygnus I

31 33 -o

19 45 0

+O.I5

+2.31

Mürz 20

Corona U

32 ,0.8

«5 "2 '7

+M5

7.8

Aum. '

Corona S

3f 53-5

15 15 29

+2.44

April 25 [Dec. 10

Hercules T

30 59.9

18 3 37

-1-0.0 1

+2.27

Jan. ,5. Juni 28.

Corona R

28 16.3

15 42 36

—0.19

+2.47

Irregulär

Bootes R

27 22.1

[4 30 48

-0.26

+2.65

Mai 28

Vulpecula S

26 55.7

19 42 27

+0.1 s

+2.46

Corona T

26 20.1

15 53 26

+2.51

9.10

Irregulär

Aries R

24 22,8

2 7 53

+0.28

+3-39

8.9

Febr. 22, Aug. 26

Gemini T

M 5-5

7 40 36

—0.14

+i.bi

8.9

April 30

Gtmini S

2J 47.2

7 34 20

-0.13

+3-6 1

Juni .3 [Dec. 6
Man 6, Juli 22,

Vulpecula R

23 14.9

20 57 56

-1-0.23

+2.66

Gemini R

22 554

6 5« 37

-0,081+3.62

Juni 27

üemini U

22 21.7

7 46 30

-0-15 +3-56

I.refiulfi'

Cancer T

20 24.1

8 48 23

-0.22 +3.44

Kein Max.

Orionis —

20 8.7

5 47 '3

+0-07 +3-56

Nov. 26

Bootes T

"9 447

14 7 '8

—0.28+2.81

Unbekanni

Coma R

19 354

11 56 49

-0-33 +308

Cancer S

19 33-2

8 35 39

+344

Anm. "

Anm. '. Ephenieride der Minima (9"} s. Seite 174.

Anm. 2. Minimum 9.10". Beobachtungen in allen Phasen wichtig.

Anm, '. Epbemeride der Minima (10") s. Seite 173.

169

1855.0

Jährl. Aende-

•

Ü1

Zeit des grössten

Stern

Decl. '

•

nmg in
Decl. AR.

Lichtes

Cancer U

+ 19*23-5

•28*

— O.'20 -1-3.45

8.9"

Juni 10

Hercules U

19 13-6

—0.14 -1-2.65

Oct. 17

Tauras T

19 11.3

4-0.15+3.49

Unbekannt

Hercules R

18 45.9

— 0.17

-h2.68

8.9

März 14

Bootes U

18 17.1

14 47

—0.25

+2.77

April 29, Oct. 22

Cancer V

17 44-5

»3

—0.18

+3-43

Juli 6 [Dec. 16

Taurus V

17 17.4

4 43

-f-O.II

+3.46

Jan. 14, Juni 30,

Arics T

16 54.1

-j-0.26

+3.33

März 19

Delphinus S

16 34.2 20

-1-0.2 1

+2.76

8.9

Jan. 24, Oct. 26

Sagitia R

16 17.4 20

4-0.18

+2.74

8.9

Anm. *

Delphin ii-s T

1552.5 20

-1-0.21

4-2.78

8.9

Mai I

Scrpcns R

15 34-6

»5

— 0.19

4-2.76

6.7

Dec. 12

Aquila S

15 11.5:20

-I-O.I7

+2.76

Anm. 2

Hercules S

15 11-4

— O.II

+2.73

6.7

Aug. 23

Serpens S

14 50.3

— 0.22

4-2.81

Jan. 30

Uo U

14 44.1 10

—0.30

+3.22

Unbekannt

Pisc^s T

13 480

+0.33

+3.11

9.10

Irregulär

Gemini V

13 21.9

— O.II

+3.35

8.9

Juni 3

Cancer R

12 lO.I

—0.18

+3.32

Oct. 2

Leo R

12 5.9

— 0.27

+3.23

Mai 25

Canis min. T

12 3.0

—0.12

+3.34

Jan. 20, Dec. 10

Pegasus T

1 1 49.9 22

4-0.29

-h2.93

Febr. 21

Artes S

1 1 49.7

4-0.29

+3.21

9.10

Oct. 4

Canis min. R

10 14.9

— 0.09

+3.30

7.8

Aug. 21

Virgo X

952.7

—0.33

+3.08

Unbekannt

Tauras R

9 50-1

4-0.14

+3.28

Febr. 20

Pegasus R

9 45-7

+0.32

+3.01

Juli 28

Tanras S

9 37-3 4

4-0.14

+3.28

Kein Max.

Monoceros R

851.7

—0.05

+3-28

9.10

Unbekannt

Canis min. U

842.9

—0.13

+3.26

Kein Max.

Delphinus R

839.1 20

4-0.18

4-2.90

März 28

Canis min. S

837.4

— 0.12

+3-26

7.8

Sept. 19

Aquila T

835-7 18

4-0.06

-[-2.88

Irregulär

Pisces S

8 9.9

4-0.32

+3.12

März 30

Pegasus S

8 7.6

«3

4-0.33

+3.03

Mai 29

Aquila R

8 0.8-18

4-0.09

4-2.89

Febr. 16

Orion R

7 54-3 . 4

4-0.10

+3.25

Juli 7

Mrgo R

747.2 12

—0.33

+3.05

April 5, Aug. 29

Monoceros T

7 9.7 6

—0.03

+3.24

Anm. ^

Virgo U

6 20.6 12

—0.33

+3.04

Jan. 8, Aug. 2

Leo S

6 14.9

—0.32

+31 1

Mai 27, Nov. 30

Serpens T

6 12.5

4-0.03

+2.93

9.10

Juli 14

Lee. T

4 10.5 11

—0.33 +3.08

Unbekannt

Hydra S

336.8 8

— 0.22-h3.13

Febr. 10, Oct. 24

Pisces R

2 7.9 I

+0.31 4-3-09

7.8

Juli 22

^)phiuchas U

-f- I 22.6 ,17

—0.07 4-3.04

6.7

s. A. N. 2572

Cctus R

— 0 50.1

4-0.28

+3.06

8.9

März 13, Aug. 27

— 10" Jan. 3, Febr. 7, März 13, April 18, Mai 23,
►ct. II, Nov. 15, Dec. 20.

Anm. «. Minima 9.10"* — 10" Jan. 3, Febr. 7, März 13, April 18, :
Juni 27, Aug. I, SepL 6, Oct. il, Nov. 15, Dec. 20.

Anm. 2. Minima il" Febr. 25, Juli 20, Dec. 13.

Anm. ». Jan. 22, Febr. 18, März 16, April 12, Mai 9. Juni 5,
Juli 29, Aug. 25, Sept. 21, Oct. 18, Nov. 14, Dec. 11.

12*

Juli 2,

170

U. Maxima und Minima

der meisten jetzt bekannten veränderlichen Sterne, nach der

Zeitfolge geordnet.

]an. 3. R Sagittarii

März 22.

S Ophiuchi

7. R Ursae maj.

23.

S Scorpii

8. U Virginis

28.

R Delphini

8. R Librae

30.

S Piscium

12. T Ujsae maj. Min.

April 2.

R Lyncis

14. V Tauri

T Herculis Min.

15. T Herculis

R Aquarii

15. T Aquarii

R Canis min. Min.

17. W Scorpii

R Virginis

18. T Cassiopeiae

T Capricomi

20. T Canis min.

S Canis min. Min.

22, y Cygni

R Lacertae

24. R Camelopardi

12.

U Herculis Min.

24. S Delphini

15-

T Cephei

^8. R Virginis Min.

24.

S Aquarii

30. U Bootis Min,

25.

S Coronae

30. S Serpentis

26,

U Capricorni

Febr. 7. T Virginis

27.

Bootis 4-39° 2773*)

5. V Coronae Min.

29.

U Bootis

10. S Hydrae

30.

T Geminorum

16. S Ursae maj. Min.

Mai I .

T Delphini

16. R Bootis Min.

U Virginis Min.

16. R Aquilae

T Ursae maj.

18. W Herculis

T Aquarii Min.

18. R Aurigae

14.

R Draconis Min.

20. R Tauri

»7.

R Vulpeculae Min.

21. T Pegasi

22.

S Persei Min.

22. R Arietis

23.

R Andromedae

22. R Leporis

25-

R Leonis

24. S Sagittarii

27-

S Leonis

25. S Aquilae Min.

28.

R Bootis

26. R Ophiuchi

29.

R Arietis Min.

März 3. S Cephei

29.

S Pegasi

6. R Vulpeculae

30.

R Scorpii

12. R Ursae min. (?)

Juni 2.

S Librae Min.

13. R Ceti

R Corvi

13. S Librae

V Geminorum

14. R Herculis

R Capricomi

15. R Persei

V Virginis

18. S Herculis Min.

0 Ceti Min.

18. T Hydrae

10.

U Cancri

19. T Arietis

II.

S Ursae maj.

20. % Cygni

13.

S Geminorum

*) 14' 23" 53' -I- 39' 30/6.

«) 16^3-1 8' — 19* 45.%

171

Juni i6. S Cassiopeiae Sept

21. R Virginis Min.

27. R Geminorum

28. T Herculis
30. V Tauri

Juli I. S Cygni

1. T Cancri Min.

6. V Cancri Oct.

7. R Ursae min. Min.
7. R Cassiopeiae

7. R Orionis

1 1 . V Coronae
14. R Leonis min.
14. T Serpentis

17. S Delphini Min.

19. R Cygni

20. S Aquilae Min.

22. R Vülpeculae
22. U Bootis Min.

22. R Piscium

28. R Pegasi

29. T Cassiopeiae Min.
Aug. I. R Hydrae Min.

2. U Virginis Nov.
5. T Aquarii

12. R Comae
12. T Sagittarii

18. S Virginis Min.

20. U Cygni Min.

21. R Canis min.

23. S Herculis

26. R Arietis

27. R Ceti

28. S Bootis

28. W Scorpii«) Dec.

28. Ophiuchi — 7° 4267 •)

29. R Aquilae Min.

29. R Virginis

30. R Draconis
Sept 6. V Ophiuchi*)

8. R Cephei

8. Virginis — 12° 3983»)

9. S Cephei Min,

14. T Herculis Min.

15. R Leporis Min.

16. S Scorpii

19. S Canis min.

22. S Librae

22. Bootis-f 39°2773Jl!/i>f.*)

26. R Bootis

28. T Ursae maj. Min.

28. 0 Ceti

29. R Sagittarii

1. R Vulpeculae Min.

2. S Ursae maj. Min.
2. R Cancri

4. T Arietis

4. S Arietis

6. R Camelopardi

7. R Aurigae Min.

10. R Persei

1 1 . X Cygni Min.
1 1 . S Sagittarii

17. U Herculis

18. T Ophiuchi

22. U Bootis

23. T Cephei Min.

24. S Hydrae
26. S Delphini

5. R Leonis Min,

6. R Ursae maj«

10. S Ceti

11. S Ophiuchi

14. R Virginis Min.

15. U Capricomi
22. S Coronae Min.
24. U Virginis Min.
26. Orionis — •)
26. T Aquarii Min.

30. S Leonis

I. R Arietis Min.

4. W Herculis

6. R Vulpeculae

10. T Herculis

IG. T Canis min.

12. R Serpentis

12. S Librae Min.

13. S Aquilae Min.

16. V Tauri

17. S Virginis
24. R Ophiuchi
30. T Capricomi

•) 16* 13- 36" — 7' 21/0.
») 14* 2" 33' — I2'36.'9.

*) 16^ 18" 40' — 12* 5.'2.

^ S"" 47" 13' + 20' 8.7.

in. Heliocentrische Minima der Sterne vom Algoltypus.
MiuIcTe Zeil Paris.

I. Algol.

Jan- 3

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Sept.

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6 3'

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13 34

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21 38

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31 15 55 9 II 35 '7 19 30

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5 7 38 14 3 18 22 II 12

7 15 29 16 II 9 24 19 4

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12 7 12 21 2 52 29 10 46

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21 8 17 6 5 25 20 2 29
24 19 8 9 16 14 23 13 20

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22 56

10 46

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10 25

22 15

9 811

7. U Ophiuchi.
Die Ephemeride des Herrn Chandler für 1884 (A.N. 108
S. sq) kann durch Aenderung der Daten um — 38?2 auf
1888 übertragen werden.

8. Y Cygni.
Die Minima fallen nach den bisherigen unvollkommenen
Ermittelungen für Europa erst gegen den September hin auf
Nachtstunden, und zwar:
Sept.

■5 53"

S.pl. 19

'5 29"

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14 45

177

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28 M 37 2" 14 5 15 "3 33

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Nov. 3 14 2g 27 13 57 21 13 25

6 14 25 30 13 53 24 13 21

9 14 21 Dec. 3 13 49 27 13 17

12 '4 17 6 13 45 30 13 13

15 14 '3 9 13 41 33 13 9

Die Epbemeriden (berechnet von Dr. Hartwig in Bamberg)
sind im allgemeinen noch die Fortsetzung der vorjährigen,
ohne wesentliche Verbesserungen der Elementensysteme.

Die Ephemeride von Algol wird voraussichtlich auch in
diesem Jahre die Minima etwas zu spät geben.

Nekrolog.

Theodor von Oppolzer
wurde am 26. October 1841 zu Prag geboren, wo sein Vater,
der später als eine der ersten Koryphäen der Wiener medi-
cinischen Schule hochberiihmte, noch in Aller Andenken lebende
Johann von Oppolzer kurz vorher seine akademische Wirksam-
keit begonnen hatte. In Prag verbrachte Theodor von Op-
polzer aber nur die ersten Knabenjahre; denn 1848 foigte sein
Vater einem Rufe an die Universität Leipzig, welche er übri-
gens schon 1850 verliess, um fortan bis zu seinem Tode eine
der glänzendsten Zierden der Wiener Universität zu bilden.
Der erste Unterricht des schon in früher Jugend grosse
Begabung zeigenden Knaben wurde von dem später als Bureau-
chef der Staatsbahn verstorbenen Lelu-er Franz Jahne geleitet,
welcher nach Oppolzer's eigener Angabe die in ihm schlum-
mernde Neigung für mathematische Studien zuerst erweckte.
Im October 1851 begaim er seine Gymnasial Studien am da-
maligen Piaristengymnasium (dem jetzigen k. k. Staatsgymnasium
im Vlll, Bezirke) zu Wien, an welchem er die vier Klassen des
Untergymnasiums als Privatschüler, die vier Klassen des Ober>
gymnasiums dagegen als öffentlicher Schüler absoivirte, und
welches er im Juli 1859 nach mit Auszeichnung bestandenem
Maturitätsesamen verliess, um sich dem Wunsche seiner El-
tern entsprechend an der Wiener Universität dem Studium
der Medicin zu widmen. Fast gleichzeitig begann er sieb aber
auch mit Astronomie zu beschäftigen.

178

Nicht ganz zwanzig Jahre alt publicirte er 1861 im 36. Bande

der Astronomischen Nachrichten seine erste astronomische Ar-
beit: Ueber die Bahn des Cometen I 1861 {siehe Anhang
Nr. i), welcher in äusserst kurzen Zwischenpausen eine Reihe
weiterer Aufsätze folgten, die theils Bahnbestimmungen, theils
Beobachtungen auf der i86z von seinem Vater für ihn er-
bauten Privatstem warte betreffen. Bereits 1863 erscheint die
erste von ihm in den Sitzungsberichten der Wiener Akademie
publicirte Arbeit; Ueber die Bahnbestimmung des Planeten (64)
(siehe Anhang Nr. 5), und 1864, kaum 23 Jahre alt, übergibt
er der Akademie eine wichtige theoretische Untersuchung:
Ueber die Entwickelung von Differential form ein zur Verbesserung
einer Planeten- oder Kometenbahn (siehe Anhang Nr. 30). In
demselben Jahre veröffentlicht er seine Untersuchung über die
Bahn des Planeten (73) Clytia, eine Abhandlung, in welcher
zuerst der Nachweis für die Identität des Pogson'schen Pla-
neten Pseudo-Cdncordia mit Freia streng geführt wird, und
deren Resultate bezüglich des Planeten Clytia zur Wiederauf-
findung desselben durch Oppolzer selbst führten; eine ähnliche
WiederaufßnduDg gelingt ihm auch später bei Erato und Ae-
gina. Es mag wohl mit Zeugniss ablegen für die auch später
inuner an ihm hervortretende wahrhaft Staunens werthc Viel-
seitigkeit seiner Begabung, für die Leichtigkeit, mit der er sich
jedes Wissensgebiet, dem er sich zuwandte, zu eigen machte,
dass er, der während seiner nur auf Wunsch seiner Eltern be-
gonnenen und fortgesetzten medicinischen Studien Zeit ge-
funden hatte, nicht weniger als 56 astronomische Publicationen,
zum grössten Theile langwierige und mühsame Bahnbestim-
mungen und Ephemeriden-Rechnungen, zu veröffentlichen, doch
sein medicinisches Rigorosum am 24. Jänner 1865 in geradezu
Aufsehen erregender, glänzender Weise ablegte.

Ein Jahr später am 7. März 1866 wird er Privatdocent für
theoretische Astronomie, und seit dieser Zeit, also durch mehr
als zwanzig Jahre wirkt er ununterbrochen als Lehrer an der
Wiener Universität . Die Jahre 1865 — 1870 weisen eine grosse
Zahl von Publicationen auf, theils in den Astronomischen Nach-
richten, theils in den Sitzungsberichten der Wiener Akademie.
D^ im Anhang gegebene Verzeichnis« zählt deren 74 auf,
von denen allerdings manche nur aus kurzen Notizen bestehen,
deren Mehrzahl aber von Bedeutung ist. Besonders hervorzu-
heben ist aus dieser Zeit die im Jahre 1867 der Akademie
übergebene Schrift; Ueber die Bestimmung einer Kometen bahn
(siehe Anhang Nr. 107), in welcher Abhandlung Oppolzer zu-
er^^' eine Methode der Bahnbestimmung für Kometen aufstellt,
welche »-»Jug^ Ausnahmefall enthält tind unter allen Umständen

179

anwendbar bleibt; eine Methode, die er später in einer zweiten
Abhandlung (siehe Anhang Nr. 129) noch näher ausführte und
gleichzeitig abkürzte. Auch die Notiz in den Astronomischen
Nachrichten über den Zusammenhang zwischen Kometen und
Sternschnuppen (siehe Anhang Nr. 90) ist von Bedeutung. In
diese Zeit fSIlt auch die Expedition zur Beobachtung der to-
talen Sonnenlinsterniss vom iS. August 1S68 nach Aden, an
welcher Oppolzer theilnimmt und über deren Resultate er in
drei der Akademie vorgelegten Abhandlungen berichtet. {Siehe
Anhang Ni. 11 1, 113, 122.)

Solch unermüdlicher und hervorragender Thätigkeit konnte
auch die äussere Anerkennung nicht versagt bleiben, und eine
solche ward ihm denn auch im Jahre. 1869 zu theil, indem
die Wiener Akademie, in deren Schriften er bereits eine ganze
Reihe von Abhandlungen publicirt hatte, ihn in einem Alter
von kaum 28 Jahren, gewiss ein seltener Fall, zu ihrem corre-
spondirenden Mitgliede erwählte. Er gehört somit der Aka-
demie seit dem 24. Juli i86g an. Noch ist aus dieser Zeit zu
erwähnen, dass die Idee der von der Akademie ausgegebenen
Kometen-Circulare von Oppolzer ausging, wobei er anfangs von
Seite der massgebenden Personen Schwierigkeiten zu überwinden
hatte; die ersten dieser Circulare sind auch von ihm selbst
gerechnet. Anfangs 1870 erschien der erste Band des Lehr-
buches zur Bahn- Bestimmung der Kometen und Planeten (siehe
Anhang Nr. 131). Dieses mit Recht zu so grosser Berühmt-
heit gelangte Buch zeigt durchgehends eine völlig neue Be-
handlung des Stoffes und zahlreiche Erweiterungen und Ver-
besserungen der früher befolgten Methoden. Besonders her-
vorzuheben ist darin eine neue Methode der B ahn be Stimmung
aus drei und vier Orten, welche an Kürze, Schärfe und Con-
vergenz die bisherige Gauss'sche Methode bei weitem über-
Irifll. Ueberhaupt war eigentlich erst jetzt ein Lehrbuch vor-
handen, welches, alles in sich vereinigend, den Anlänger in
die Theorie und Praxis der Berechnung der Kometen- und
Planetenbahnen einzuführen geeignet ist. Bald nach dem Er-
scheinen dieses vortrefflichen Lehrbuchs erfolgte am 25. Nov.
1870 seine Ernennung zum ausserordentlichen Professor der
Astronomie und höheren Geodäsie an der Universität Wien.
Noch erschien im Jahre 1870 in den Sitzungsberichten der
Wiener Akademie seine werthvolle Abhandlung: Ueber den
Venusdurchgang des Jahres 1874 {siehe Anhang Nr. 137), in
welcher eine völhg neue Behandlung des vorgelegten Problems
durchgeführt und eine grössere Genauigkeit als bisher erreicht
wurde; ausserdem wurden die Orte scharf bestimmt , welche
sich für die den einzelnen Expeditionen gesetzten Ziele am

i8o

besten eigneten. Manche der in dieser Schrift aufgestellten
Formeln haben sich später auch bei einzelnen Untersuchungen
über Sonnenfinsternisse sicherer erwiesen als die entsprechenden
Hansen'schen.

Gegen Ende des Jahres 1870 übergab er noch der Aka-
demie seine Abhandlung über den Winnecke'schen Kometen
(siehe Anhang Nr. 143), die eine neue sehr kurze Methode
zur genäherten Berechnung der Störungen enthält, in welcher
die excentrische Anomalie als unabhängige Variable benutzt
wird. Am 8. Februar 1871 wird er von Seite der Univer-
sität Leiden zum Magister matheseos et Doctor philosophiae
naturalis honoris causa ernannt, und in demselben Jahre voll-
endet er seine dritte Abhandlung über die Bestimmung einer
Kometenbahn (siehe Anhang Nr. 163), in welcher er für seine
1 868 publicirte Methode eine kürzere und bequemere Berech-
nungsart lehrt, und gleichzeitig ein sehr kurzes Verfahren an-
gibt, die Versuche für die gewöhnliche Methode zu leiten, ein
Verfahren, durch welches der lästigste Theil der Rechnung
auf eine einfache Operation zurückgeführt erscheint. Noch er-
scheint in diesem Jahre eine Abhandlung über die Bahn des
Planeten (91) Aegina (siehe Anhang Nr. 164), in welcher eine
Methode entwickelt wird, um die- Unsicherheit der Elemente
streng zu umgrenzen.

Nachdem Oppolzer am 18. Mai 1872 ziun Commissär der
europäischen Gradmessung ernannt worden war und im Som-
mer 1872 die Coordinaten des Pfanderbergs bei Bregenz be-
stimmt und diese Station durch die Längenbestimmung mit
Zürich an das Schweizerische Netz angeschlossen hatte, erhielt
er am 15. Mai 1873 Titel und Charakter eines Regierungsrathes
und wurde gleichzeitig zum Vorstande des k. k. Gradmessungs-
burcaus ernannt. Von diesem Augenblicke datirt eigentlich erst
der Aufschwung der Gradmessungs- Arbeiten in Gestenreich.
Hatte man bisher an ihm unermüdlichen Fleiss und hohe wis-
senschaftliche Begabung zu bewundern Gelegenheit gehabt, so
trat jetzt sein hervorragendes organisatorisches Talent, seine
feste Energie in den Vordergrund. Seit den zehn Jahren des
Bestehens der Gradmessung 1863 — 1873 waren einschliesslich
der von Oppolzer gemachten Längenbestimmung Zürich-Pfander
im ganzen sechs Längenbestimmungen ausgeführt worden, und
zwar: i) Prag-Leipzig 1863 von Weiss und Bruhns, 2) Wien-
Berlin 1865 von Weiss und Foerster, 3) Wien-Leipzig 1865
von Weiss und Bruhns, 4) Wien-Fiume 1868 von Herr und
Ganahl, 5) Wien -Kremsmünster 1871 von Herr und Karlinski
und 6) Bregenz-Zürich 1872 von v. Oppolzer und Wolf. Jetzt,
nachdem Oppolzer die Leitung dieser Arbeiten übernommen

i8i

hatte, ^vurden theils von ihm selbst, theils unter seiner un-
mittelbaren Leitung von den im Bureau der k. k. Gradmessung
angestellten Beobachtern Ferdinand Anton, Robert Schräm,
Ludwig Gruber und Franz Kühnert, femer von den ihm zu-
getheilten Officieren Alois Nahlik und Gustav Ritter von Steeb,
welchen sich 1873 noch der damalige Vorstand der Polaner
Sternwarte Johann Palisa anschloss, in den vier Jahren 1873
bis 1876 nicht weniger als 40 Längenbestimmungen durch-
geführt; es sind dies: 7) Wien-Pola 1873 von v. Oppolzer und
Palisa, 8) Kremsmünster -Pola 1873 von Palisa und Anton,
9) Wien-Paris von v. Oppolzer und Loewy, 10) Wien-Bregenz

1873 von Palisa und Tinter, 1 1) Krakau-Wien 1874 von Schräm
und Anton, 12) Wien-München 1874 von v. Oppolzer und
v. Orflf, 13) Krakau-Prag 1874 von Schräm und Anton, 14) Wien-
Prag 1874 von Anton und Schräm, 15) Bregenz-München 1874
von V. Oppolzer und v. Orff, 16) Bregenz- Paris 1874 von v.
Oppolzer und Loewy, 17) Krakau-Kremsmünster 1874 von Gru-
ber und Schräm, 18) Prag- München 1874 von Anton und
v. Orff, 19) Kremsmünster -Bregenz 1874 von Gruber und
V. Steeb, 20) Prag - Kremsmünster 1874 von Anton und
Schräm, 21) Pola-Bregenz 1874 von v. Steeb und Gruber,
22) Pola-Prag 1874 von Gruber und Schräm, 23) Wien-München

1874 von Anton und v. Orff, 24) Wien-Padua 1875 von v. Op-
polzer und Lorenzoni, 25) Wien-Mailand 1875 von v. Oppol-
zer und Celoria, 26) Wien-München 1875 von v. Oppolzer und
v. Orff, 27) Lemberg-Krakau 1875 von Schräm und Nahlik,
28) Czemowitz-Wien 1875 von v. Steeb und Kühnert, 29) Lem-
berg-Wien 1875 von Anton und Nahlik, 30) Czemowitz-Krakau

1875 von Kühnert und Schräm, 31) Warschau- Wien 1875 von
Anton und Sawitzki, 32) Laaerberg- Türkenschanze 1875 von
v. Steeb und Nahlik, 33) Czemowitz-Lemberg 1875 von Schräm
und Kühnert, 34) Pulkowa-Wien 1875 von Anton und Sawitzki,
35) Wien-München 1875 von v. Steeb und v. Orff, 36) Wien-
Strassburg 1875 von v. Steeb und Schur, 37) Jassy-Czemowitz

1875 von Capitaneanu und Kühnert, 38) Wien-Leipzig 1875
von V. Steeb und Weinek, 39) Wien-München 1876 von Kühnert
und v. Orff, 40) Wien-München 1876 von Nahlik und v. Orff,
41) Ragusa-Pola 1876 von Nahlik, v. Steeb und Palisa, 42) Wien-
Ragusa 1876 von Nahlik, v. Steeb und Palisa, 43) Wien-Green-
wich 1876 von Kühnert und Anton und von Nahlik und Schräm,
44) Wien -Berlin von Kühnert und Becker, 45) Berlin -Green-
wich 1876 von Becker und Nahlik und 46) Greenwich-München

1876 von Nahlik, Kühnert und v. Orff. Ausserdem wurden an
den meisten der vorgenannten Stationen auch Breiten-, Schwere-
und Azimuthbestimmungen gemacht, so dass fast das ganze

l82

reiche Beobachtimgsprogranmi in den vier Jahren durchgeführt
wurde; später folgten nur noch die Länge nbe Stimmung zwischen
Wien und Genf, welche Oppolzer gemeinsam mit Plantamour
1881 ausführte, und genaue Pendelbeobachtungen im Jahre 1884,
welche Oppolzer mit besonderer Sorgfalt in den Kelle rräumlich-
keiten der Wiener Sternwarte anstellte.

Oppolzer führte aber nicht nur die Organiaadon der ganzen
Gradmessungsarbeiten in 0 esterreich in meisterhafter Weise
durch, sondern er ersann auch neue Apparate zur Ablesung
der Registrirstreifen und zur elektrischen Vergleichung der
Uhren auf den beiden Stationen, welch letzteren Apparat er
in einer Abhandlung: das Schaltbrett der österreichischen Grad-
messung (siehe Anhang Nr. 197) beschreibt, und welcher auch
in Italien, Russland, Bayern und Rumänien eingeführt und in
Frankreich mit nur geringen Modificationen angenommen wurde.
So war es denn Oppolzer's energischer Thatkraft gelungen, mit
Hülfe seines Bureaus die gesammten Beobachtungen in unglaub-
lich kurzer Zeit zu vollenden, so dass die astronomischen Ar-
beiten in Oesterreich, die früher nur wenig vorgeschritten waren,
jetzt eine der ersten Stellen in dem grossen Unternehmen be-
anspruchen konnten. Der Anerkennung hierfür gaben die
Mitglieder dieses internationalen Unternehmens dadurch Aus-
druck, dass sie Oppolzer, nachdem unter seiner Leitung in zwei
Jahren 15 Längenbestimmungen ausgeführt worden waren, in
der vierten allgemeinen Conferenz der Europäischen Gradmes-
sung zu Dresden am 28. September 1874 in die permanente
Coramission wählten.

Am 9. Januar 1874 wurde Oppolzer von der Royal Astro-
nomical Society in London zum auswärtigen Mitgliede (Asso-
ciate) erwählt, am 21. October 1874 durch die Ernennung zum
Officier de la l^gion d'honneur ausgezeichnet Im December
1874 fuhr er mit Director Weiss und Ritter von Steeb nach
Jassy, um den Venusdurchgang vom 8. December zu beobachten
(siehe Anhang Nr. 204), und wurde bei dieser Gelegenheit am
27. November Qulianisch) zum correspondirenden Mitglied der
naturforschenden Gesellschaft in Jassy gewählt. Im Jahre 1875
erhielt er einen Ruf nach Gotha als Hansen's Nachfolger, lehnte
jedoch ab und wurde am 2g. Juli desselben Jahres zum or-
dentlichen Professor für Astronomie und höhere Geodäsie an
der Universität Wien ernannt. Am 2. Mai 1876 wurde ihm der
prcussische rothe Adlerorden III. Classe, am 30. November des-
selben Jahres der russische St Annenorden II. Classe verliehen ;
am 15. (27.) März 1877 wählte ihn die geographische Gesellschaft
in Bukarest zum Ehrenmitgliede.

Jn dieser Z^it beginnen die Vorarbeiten für den zweiten

i83

Band seines Lehrbuches und geben zunächst Veranlassung zur
Publication : Ueber einige Relationen zwischen den Combinations-
summen der Quadrate der geraden und ungeraden Zahlen
(siehe Anhang Nr. 224). In den Jahren 1878 und 1879 publicirt
er auch in den Monatsberichten der Berliner Akademie einige
Abhandlungen (siehe Anhang Nr. 229, 230, 235 und 242), von
denen namentlich die „Neue Methode zur Bestimmung der
Bahnelemente gleicher Wahrscheinlichkeit für einen kleinen
Planeten" hervorzuheben ist. Der bekannte Pariser Astronom
Maurice Loewy sagt im Bulletin Astronomique vom Januar 1887
über diese Schrift:

M. Oppolzer, en 1878, a public un travail fort remarquable
relatif ä Tun des points les plus difficiles du probl^me de la
determination des orbites planetaires.

11 arrive souvent, comme on le sait, que, par une co'inci-
dence de circonstances d^favorables, un asteroide decouvert
au prix de nombreuses veilles et de labeurs persev^rants se
d6robe de nouveau aux recherches des astronomes, et certains
de ces astres sont m6me demeurcs jusqu'a rupoque actuelle
perdus parmi les cönstellations stellaires.

Pour retrouver Tastre disparu, il nc suffit pas de determiner
Torbite la plus probable, mais il faut surtout indiquer la zone
dans laquelle Ta Steroide doit etre recherche dans les opposi-
tions ult6rieures. Mais, pour ce calcul, on n'a le plus souvent
qu'un fort petit nombre d'observations, et Tintervalle de temps
qui les s6parc est ordinairement si court que la courbe pas-
sant par les diverses positions est presque une ligne droite.
Dans ce cas, le rapport lin^aire entre les variations des Cle-
ments et les variations des observations connues n'existe pas.
Une Variation de quelques secondes d'arc dans les donnees
provoque, dans la d<^termination des Clements elliptiques, des
changements qui peuvent aller jusqu'i 30° et 40°, et meme
au delä.

La Solution de ce probleme, d'apr^s les methodes ordinaires,
devient alors impraticable.

M. Oppolzer a compl^tement fait disparaitre toutes ces dif-
ficultes et, par un simple changement de variables, rcsolu d'une
mani^re tr^s 6I6gante ce probleme si compliqu6.

Voici, en quelques mots, sur quoi repose la th6orie de
M. Oppolzer:

La distance d'un asteroide k la Terre est dans Topposition
toujours plus faible que la distance de cet astre au Soleil.
Une Variation dans les positions geocentriques ne produira des
lors dans les lieux h(^liocentriques qu'une Variation du m^me
ordre et num6riquement plus faible.

V^icrteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 22. I 3

Les eireurs d'observations ne depasseat pas quelques se-
condes d'arc; on voit ais^ment que les variations qui en rö-
sultent pour les coordonnees h^liocentriques ne seront pas plus
consid^rables et pourront 6tte calculäes, au moyen des 6qua-
tions diff^reatielles lia^aires, avec toute l'exactitude däsiiable.

M. Oppoizer, au lieu de prendre pour les constantes du
Probleme les six 616ments elliptiques, choisit les trois coor-
donnees hdliocentriques pour un moment donnd et les trois
vitesses correspondantes. Mais, comme ces constantes aiusi
choisies se d^duisent ä. l'aide d'une simple iaterpolation des
iieux Wliocentriques, 11 est ais^ de voir que la relation lineaire
existe, dans ces conditions, entre la Variation des observations,
et la Variation correspondante des six ^läments auxiliaires ainsi
cboisis.

C'est par ces conceptions si älev^es que M. Oppolzer a
resolu un probleme des plus difliciles et rendu ä l'AstTonomie
un Service Signal 4.

Am 26. April 1878 erhielt Oppolzer das Commandeurkreuz
des Sterns von Rumänien, und am 3. Juni desselben Jahres wurde
er zum Ritter III, Classe des österreichischen Ordens der eiser-
nen Krone ernannt; am iz. Mai 1879 wurde er zum Corres-
pondant de i'Acad^mie des sciences de i'Instilut de France
in Paris, am 25. Juni dieses Jahres zum correspondirenden
Mitglied der Königlich Bayerischen Akademie der Wissenschaften
in München und am 19. Februar 1880 zum Ehrenmitglied der
Sociale de physique et d'liistoire naturelle in Genf erwählt.

Im Jahre 1880 erschien der zweite Band seines Lehrbuches
zur Bah nbe Stimmung der Kometen und Planeten (siehe Anhang
Nr. 237), ein Werk, welches besonders in der Form, in der es
nach Erscheinen der zweiten völlig umgearbeiteten Auflage des
ersten Bandes ] 882 (siehe Anhang Nr. 263) vorliegt, allein
schon hingereicht hätte, um Oppolzer's Ruhm dauernd zu be-
gründen, Ernst Pasquier, der den ersten Band dieses Lehr-
buches meisterhaft ins Französische übersetzte, sagt mit Recht
in Ciel et Tene vom 1. Februar 1887 über dieses Werk: C'est
surtout quand, en 1880 et 1882, paiurent les deux gros in
4° dont se compose actuellement son iomiortel Trait^ qu'i!
excita l'admiration gL-n^rale: non seulement on y trouvait röuais
dans un ensemble harmonique un grand nombre de mat^riaux
^pars, mais cet ouvrage de longue haieine, aujourd'hui clas-
sique, apportait en outre de notables perfectionnements k la
Solution du probleme. Tun des plus hardis que se soit poses
l'intelligeiice humaine. En verit^, on ne sait möme ce qu'il
faut admirer '^ P'"^ dans ce travail considi5rable: ou le pro-
fesseur (,„; jnet l'ordre el la rigueur dans son exposition, ou

i85

le savant qai sait pousser les recherches th6oriques jusqu'4 leurs
demi^res limites, ou le praticien qui r6duit les fonnules en
tables, de mani^re k faciliter, dans la mesure du possible, la
Solution du probl^me cL r^soudre. A lui seul, le Trait6 des
orbites auralt placä Oppolzer au premier rang parmi les astro-
nomes du si^cle.

Im Jahre 1881 veröffentlichte Oppolzer als Publication XVI
der Astronomischen Gesellschaft seine Syzygientafeln für den
Mond (siehe Anhang Nr. 252), welche unten bei Gelegenheit des
Canons der Finsternisse besprochen werden sollen. Im Jahre 1882
wählte ihn die Kaiserliche Akademie der Wissenschaften in
Wien zu ihrem wirklichen Mitgliede, und er gehörte ihr als
solches seit dem 30. Juni 1882 an. In demselben Jahre wurde
er an Bruhns' Stelle zum Secretär der permanenten Commission
der europäischen Gradmessung, im Jahre 1883 zum Foreign
Assodate of the National Academy in Washington und zum
Vorstandsmitgliede der Astronomischen Gesellschaft erwählt,
der er seit ihrer Gründung angehört hatte. Am 23. März 1884
erhielt er das Commandeurkreuz des Italienischen Kronenordens,
und in demselben Jahre wurde er zum Membre du comitö inter-
national des poids et mesures erwählt. Von wichtigeren Publi-
cationen sind aus diesen Jahren, ausser der schon früher er-
wähnten zweiten Auflage des ersten Bandes seines Lehrbuches,
der auch bald darauf von dem Löwener Universitätsprofessor
Ernst Pasquier ins Französische übertragen wurde, noch be-
sonders hervorzuheben: Beitrag zur Ermittlung der Reduction
auf den unendlich kleinen Schwingungsbogen (siehe Anhang
Nr. 267); Ermittlung der Störungswerthe durch Variation ent-
sprechend gewählter Constanten (siehe Anhang Nr. 270); Ueber
die Kriterien des Vorhandenseins dreier Lösungen beim Ko-
metenprobleme (siehe Anhang Nr. 271); Tafeln für den Planeten
Concordia (siehe Anhang Nr. 276); Tafeln zur Berechnung der
Mondesfinsternisse (siehe Anhang Nr. 277); ferner der am
22. October 1883 in der achten Sitzung der in Rom abge-
haltenen Gradmessungs-Conferenz verlesene „Bericht über die
Bestimmung der Schwere mit Hilfe verschiedener Apparate"
(siehe Anhang Nr. 293), welcher nicht nur im deutschen Texte,
sondern wegen seiner besonderen Wichtigkeit, auf Antrag des
Präsidenten Ferrero und auf Beschluss der Versammlung, auch
in französischer Uebersetzung vollinhaltlich im Annex der Grad-
messungsberichte publicirt wurde; und endlich die Abhandlung
über die Länge des Siriusjahres und der Sothisperiode (siehe
Anhang Nr. 298).

Das Jahr 1885 brachte Oppolzer eine Reihe von Auszeich-
nungen; am 22. März wurde er zum Mitglied der Normal-

13*

i8&

Aichungscommission ernannt, am 22. Mai erhielt er Titel und
Charakter eines k. k. Hofrathes, am 28. Mai wurde er von der
königlichen Akademie der Wissenschaften in Budapest zura
auswärtigen Mitglied, im August von der österreichischen Grad-
messungscommission zu ihrem Präsidenten, am 26. October von
der kaiserlich Leopoldinisch-Carolinischen Akademie der Na-
turforscher in Halle Kum Mitgliede gewählt; am 31, October
endlich wurde er zum Vertreter < )esterreichs in dem Coinitt
international des poids et mesures ernannt.

In demselben Jahre gelangte eine grossartige Rechnungs-
operation z« ihrem Abschluss, welche ihn neben all seinen
andern Arbeiten fast durch 20 Jahre, wenn auch mit häufigen
Unterbrechungen beschäftigt hatte, der Canon der Finsternisse,
ein Werk, dessen Bedeutung so gross ist, dass wir wohl etwas
näher auf seine Entstehungsgeschichte eingehen müssen*). Be-
reits Ende der 60er Jahre hatte Oppolzer, als er einige alte
Finsternisse untersuchte und hierbei den Mangel jedes Hülfs-
mittels beklagte, die völlige Unzulänglichkeit von Pingrii's in
der Art de verifier les dates abgedruckten Finsterniss-Verzeich-
niss erkannt, und den kühnen Gedanken gefasst, etwa für die-
selbe Zeitperiode, wie Pingrc es gethan hatte, ein Verzeichniss
der Finsternisse zu entwerfen, aber in diesem Verzeichniss nicht
nur alle Finsternisse, die sich überhaupt auf der ganzen Erde
ereigneten, anzuführen, sondern auch bei jeder einzelnen Fin-
sterniss mit grösster Genauigkeit alle Elemente anzugeben,
deren man bedarf, um die näheren Umstände derselben für
jeden einzelnen Punkt der Erde zu berechnen. Es war dies
eine Idee, welche jedem Andern als völlig unausführbar er-
schienen wäre, welche die Kräfte nicht nur eines Rechners,
sondern vieler Rechner bei weitem übertraf. Aber mit jener
Zähigkeit, mit der er an jeder einmal gefasstcn Idee festhieh.
mit jener Beharrlichkeit, welche ihn die grössten Hindernisse
überwinden und vor keiner Schwierigkeit zurückschrecken liess,
machte er sich sofort an die Ausführung des gefassten Planes.
Er gab zunächst für seinen Privatgebrauch den Hansen'schen
ekllptischen Tafeln eine wenn auch nur unbedeutend geänderte,
so doch etwas bequemere Form und begann damit die Rech-
nung. Nun zeigte es sich freihch bald, dass bei dieser An-
ordnung die Arbeit eine zu grosse sei, um überhaupt für aus-
führbar gelten zu können, andere Untersuchungen nahmen
seine Zeit in Anspruch, die Finsternissrechnungen ruhten einige
Jahre, aber immer kam er wieder darauf zurück, immer aber

i87

auch wieder zeigte es sich, dass die Arbeit der Berechnung
einer Finstemiss nach den Hansen'schen Tafeln viel zu gross
sei, als dass es möglich gewesen wäre, etwa 8000 Finsternisse
in einer absehbaren Zeit zu berechnen. Statt aber die Idee,
deren Ausführung scheinbar unmöglich war, definitiv fallen zu
lassen, hatte Oppolzer den Muth, alle bisher ausgeführten mühse-
ligen Rechnungen einfach wegzuwerfen und die ganze Arbeit
von neuem zu beginnen, indem er zunächst andere Grundlagen
für die Berechnung der Finstemisselemente schuf. Hansen's
ganze Entwickelunge n wurden frisch durchgeführt, überall wurde
die Genauigkeit um eine Decimale vergrössert, dabei aber die
ganze Anordnung der Tafeln in eine neue, von allem bisher
Ueblichen abweichende Form gegossen und hierbei mit scharf-
sinnigster Berechnung jeder scheinbar geringfügigsten Kleinig-
keit eine geradezu auf eine fabrikmässige Massenerzeugung
von Finstemisselementen berechnete Tafel construirt, welche
im Jahre 1881 als Publication der Astronomischen Gesellschaft
unter dem Titel Syzygien-Tafeln für den Mond erschien. (Siehe
Anhang Nr. 252.) Jetzt konnte mit Aussicht auf Erfolg an die
geplante Rechnung gegangen werden. Zunächst versuchte Op-
polzer, hierzu die freiwillige Beihülfe einzelner Rechner zu ge-
winnen, und wir finden im Canon der Finsternisse unter den
Rechnern aus dieser ersten Zeit die damals bei der k. k. Grad-
messung beschäftigten Herren Dr. Ferdinand Anton, Dr. Franz
Kühnert und Hans Freiherr von Rüling angeführt, denen sich
später noch Dr. Eduard Freiherr von Haerdtl und Dr. Norbert
Herz zugesellten. Bald aber zeigte sich doch wieder, dass die Ar-
beit noch immer eine zu grosse war, um durch freiwillige
Beiträge einzelner Rechner, wenn diese auch noch so sehr
för die Sache begeistert waren, ausgeführt werden zu können;
die Rechnung war viel zu monoton und fabrikmässig, als dass
nicht bald einer der Rechner nach dem andern derselben über-
drüssig geworden wäre. Dass Oppolzer selbst sich nicht mit
dieser mechanischen Rechnung abgeben mochte, versteht sich
wohl von selbst; er hatte alle Schwierigkeiten geebnet, er hatte
Alles so weit geordnet, dass nur rein mechanische Thätigkeit
zu leisten übrig blieb, und diese konnte von jedermann ge-
leistet werden, dazu bedurfte es nicht eines Genies wie Op-
polzer eines war. So entschloss er sich denn kurz, dem Plane,
dem er schon so viel Mühe, Zeit und Nachdenken gewidmet,
auch noch eine bedeutende Summe Geldes zu opfern, und
übertrug die Ausführung der Rechnungen seinen von ihm be-
soldeten Privatassistenten Herren Ginzel und Dr. Mahler, zu
denen er noch die Rechner J. Strobel und Dr. Schwarz auf-
nahm; im Sommer 1882 gelang es ihm, auch noch die Mithülfe

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i89

Original rechnungen mehr als zehn Millionen Ziffern enthalten
und zweihundert zweiundvierzig dicke Foliobände füllen.

Die eminente Wichtigkeit des Werkes, welches uns nun
als der 52. Band der Denkschriften vollendet vorliegt, ist wohl
genügend durch seine kurz skizzirte Entstehungsgeschichte
gekennzeichnet, es wird für Jahrhunderte hinaus allen künftigen
Untersuchungen über historische Sonnen- und Mondfinsternisse
zur Grundlage dienen.

Fast gleichzeitig gelangte noch eine andere hochbedeutende
Arbeit zu einem wenigstens theilweisen Abschlüsse, indem Op-
polzer am 5. November 1885 der Akademie seinen Entwurf einer
Mondtheorie (siehe Anhang Nr. 309) vorlegte. Schon in der
früher erwähnten Abhandlung „Ermittlung der Störungswerthe
in den Coordinaten durch Variation entsprechend gewählter Con-
stanten'' hatte er die Grundzüge der Methode entwickelt, die
er dann mit einigen. Modificationen auf das schwierigste hier-
her gehörige Problem, auf die Theorie der Mondbewegung an-
wandte. Das Resultat dieser theoretischen Untersuchungen ist
eben die erwähnte Mondtheorie, und ein Versuch der praktischen
Durchführung der Rechnung nach den darin aufgestellten For-
mebi hatte gezeigt, dass bei Mitnahme der Glieder 5. Ordnung
bereits die erste Näherung die Knotenbewegung etwa bis auf
den 72. Theil, die Bewegung des Mondperigäums bis auf den
85. Theil richtig ergab. Oppolzer begann gleich nach Vollen-
dung des Entwurfs der Mondtheorie, mit Hülfe einiger Rechner,
die Entwickelung bis auf Glieder 8. Ordnung auszuführen, eine
Arbeit, die natürlich auf Jahre berechnet war; sein plötzlicher
Tod hinderte ihn an der Vollendung dieser Riesenarbeit. Da-
mit dieselbe wenigstens bis zu einem vorläufigen Abschlüsse
gebracht werde, lässt die Wittwe Oppolzer's aus Pietät für das
Werk ihres Mannes die Rechnung, deren Leitung ich jetzt
übernommen habe, von denselben Rechnern, die bei Oppolzer's
Lebzeiten damit beschäftigt waren, weiter fortfuhren, so dass
die Vollendung derselben bis zu einem wichtigen Abschnitte,
bis zur vollständigen Aufstellung der Differentialausdrücke ge-
sichert erscheint. Die Arbeit wird nach ihrer bald bevor-
stehenden Vollendung in die Denkschriflen der kaiserlichen
Akademie, und zwar in den 54. Band derselben aufgenommen
werden (s. Anh. Nr. 320). Im Jahre 1886 publicirte er noch eine
wichtige Abhandlung über die astronomische Refraction (siehe
Anhang Nr. 3 1 6), in welcher er auf strenge und allgemein gültige
Weise die Refraction durch eine äusserst rasch convergirende
Reihe darstellt, eine Schrift, welche reich ist an hochwichtigen
Bemerkungen. Noch ist aus diesem Jahre eine zwar nur kleine,
aber bedeutsame Publication zu nennen, die Notiz: Ueber

eiDen Apparat zur absoluten Bestimmung dei Schwingungszafal
einer Stimmgabel {siehe Anhang Nr. 314). Besonders wichtig
erscheint diese Publication dadurch, dass sie zeigt, wie äusserst
vielseitig Oppolzer's Begabung war, mit welcher Leichtigkeit er
auch einen ihm scheinbar femer liegenden Gegenstand zu be-
herrschen vermochte; denn kaum war bei Gelegenheit der vom
16. bis 19. November 1885 in Wien abgehaltenen Stimmton-
Conferenz die Krage nach der scharfen Bestimmung der abso-
luten Scliwingungszahl einer Stimmgabel aufgetaucht, als er
auch schon mit der ihm eigenen Hast sich in die Lösung dieses
ihm doch ferner liegenden Problems vertiefte, mit einer Hast,
durch welche es ihm gelang, in erstaunlich kurzer Zeit einen
Apparat zusammenzustellen, welcher den vollsten Beifall der
Physiker vom Fach fand, die ihrerseits bei der Schnelligkeit,
mit der er sich dieser Idee bemächtigt hatte, noch gar nicht
Zeit gefunden hatten, ernsthaft an die Lösung dieser Frage
heranzutreten. In der That entspricht der von ihm ersonnen«
Apparat allen Anforderungen, da das Hundertel einer einzelnen
Schwingung noch ziemlich sicher erhalten wird.

Ausser den streng wissenschaftlichen Arbeiten Oppolzer's
wäre noch eine ganze Reihe von Aufsätzen und Vorträgen zu
nennen, welche er theils in Zeitschriften veröffentlichte, theils
in verschiedenen Vereinen vortrug; leider würde ein Eingehen
darauf hier zu weit fähren, und wir müssen in dieser Beziehung
auf den Anhang verweisen. Nur zweier Punkte sei hier ge-
dacht. 1883 veröffentlichte er in der Neuen Freien Presse
(siehe Anhang Nr. 283) einen Artikel über eine Reform der
Mittelschulen, welcher bedeutendes Aufsehen erregte, und ge-
legentlich dessen er viele Zustimmungskundgebungen erhielt.
In neuester Zeit, seit der Gradmessungs-Conferenz in Rom und
besonders seit der Meridian- und Weltzeit-Conferenz in Washing-
ton, war er, der immer und bei jeder Gelegenheit für den
Fortschritt eintrat, ein eifriger .Anhänger und Vertheidiger der
Einführung einer allgemein gültigen Weltzeit. Er hat mehrere
Vorträge über diesen Gegenstand gehalten und mehrere Auf-
sätze darüber veröffentlicht. (.Siehe Anhang Nr. 304, 305, 306.)
]n ihm verliert diese leider noch zu wenig gewürdigte Frage
einen ihrer eifrigsten Verfechter.

Blicken wir jetzt am Schluss der wissenschaftlichen Thätigkeit
Oppolzer's angelangt auf diese zurück, so müssen wir uns wahr-
lich sagen, dass sich dieselbe nicht besser charakterisiren lässt als
durch die Worte, welche Prof. Suess in der feierlichen Sitzung
der W'iener Akademie vom 26. Mai 1887 dem grossen Todten
widmete: „^lit Recht mag man staunen über die gewaltige Ar-
beitsleistung, welche in diesem kurzen Leben vollbracht worden

igi

ist. In einem wahren Siegeslaufe von Erfolg zu Erfolg schrei-
tend, hat er schon in jungen Jahren gewusst seinen Namen
mit ebenbürtigem Glänze neben den seines grossen Vaters zu
setzen, und indem er in der Vollkraft physischer Gesundheit
und geistigen Schaffens plötzlich am zweiten Weihnachtstage
des vergangenen Jahres uns entrissen wurde, da durfte man
sich der Worte auf dem Grabe des unsterblichen Galilei er-
innern: Vieles hat er uns gegeben, mehr hat er mit sich ge-
nommen."

Oppolzer war seit dem i. Juni 1865 mit Coelestine Maut-
ner von Markhof, der Tochter eines bekannten Wiener Gross-
industriellen vermählt; seine Ehe war eine äusserst glückliche,
und dieser Umstand hat gewiss nicht wenig dazu beigetragen,
ihm jene Ruhe des Gemüthes zu sichern, ohne welche eine
angestrengte geistige Thätigkeit nur schwer denkbar ist. Sechs
Kinder entsprangen dieser glücklichen Ehe, drei Söhne und
drei Töchter, von denen eine ihm bereits vor mehreren Jahren
in zartem Alter im Tode vorangegangen ist. Ihr zu Ehren
trägt der Planet (153) den Namen Hilda, ebenso wie der Planet
(237) nach seiner Frau Coelestine und der Planet (228) nach
seiner jüngsten Tochter Agathe benannt ist.

Im Umgange war Oppolzer einer der liebenswürdigsten
Menschen, stets bereit zu helfen, wo und wie er es vermochte;
so oft sich ein Anfanger an ihn wandte, konnte er sicher sein,
mit Rath und That unterstützt, in schonendster Weise auf etwa
begangene Fehler aufmerksam gemacht und auf den richtigen
Weg gewiesen zu werden; er, der mit einer wahrhaft staunens-
werthen Geschwindigkeit und Sicherheit rechnete, Hess sich
niemals die Mühe verdriessen oft viele Seiten lange Rechnungen
eines Anfangers durchzusehen und nachzurechnen, und fast
immer gelang es seinem geübten Blick in kürzester Zeit die ge-
machten Fehler zu finden und zu berichtigen. Wo er ein
Talent fand, dort unterstützte er es nach Kräften, und eine
grosse Zahl junger Astronomen hat er herangebildet, in deren
Erinnerung er unvergesslich fortleben wird. Aber nicht nur
bei denen, die ihm nahe gestanden, auch in weiteren Kreisen
war er hochverehrt, geliebt von der ganzen Studentenschaft,
der er immer ein väterlicher Freund gewesen, gesegnet von
Hunderten, denen seine stets hülfsbereite Hand in schonendster
Weise W^ohlthaten erwiesen. Er war in des Wortes vollster
Bedeutung ein wahrhaft edler Charakter.

Oppolzer war von kräftigem gedrungenem Körperbau, und
seine eiserne Gesundheit schien jeder Anstrengung und Er-
müdung trotzen zu können; er war eigentlich niemals ernstlich
krank gewesen und hatte es auch niemals verstanden sich zu

192

schonen. Erst im Herbst 1886, als er aus Paris zurückkehrte,
wohin er gereist war, um als Vertreter Oesterreichs an den
Verhandlungen der internationalen Commission für Maass und
Gewicht theilzunehmen, begann er über Ermüdung und Un-
wohlsein zu klagen. Nicht hergestellt fuhr er nach Beiiin zur
allgemeinen Conferenz der europäischen Gradmessung, und
dort ward ihm noch die Auszeichnung zu theil, zum Vice-
präsidenten der Erdmessung gewählt zu werden. Matt und
öfter über Unwohlsein und Fieber klagend kehrte er von Berlin
zurück, arbeitete aber noch etwa 14 Tage fast ebenso ange-
strengt und unermüdlich wie in früheren Zeiten; am 25. Nov.
zwang ihn heftiges Fieber sich zu Bette zu legen, doch über-
wand er noch einmal die zunehmende Schwäche, um seinem
Versprechen getreu am 27. November beim 25jährigen Jubi-
läum des von seinem Vater gegründeten Vereins zur Pflege
kranker Studierender die Festrede, seine letzte Rede, zu halten.
Von der Feier zurückgekehrt, musste er sich sofort wieder ins
Bett legen, von dem er nicht mehr aufstehen sollte. Die Sym-
ptome einer unheilbaren Herzentzündung traten immer deut-
licher hervor, und am 26, December 1886 um 5 Uhr morgens
schloss er für immer die Augen.

Dr. Robert Schräm.

Anhang.
Verzeichniss

der sämmtlichen Publicationen des Hofrathes Professors

Theodor von Oppolzer.

(1861— 1887.)

Gebrauchte Abkürzungen:

Denkschr. Wien =^ Denkschriften der Kais. Akademie der Wissenschaften in Wien.

Mathematisch -naturwissenschaftliche Ciasse.
Sitzb. Wien = Sitzungsberichte der Kais. Akademie der Wissenschaften in Wien.

Mathematiscfa-naturwisscnBchaftliche Classe. 11 . Abtheilung.
Anzeiger Wien ^^ Ansager der mathematisch - naturwissenschaftlichen Classe der Kais.

Akademie der Wissenschalten in Wien.
Monatsb. Berlin ~ Monatsberichte der Königl. Akademie der Wissenschaften sa Berlin.

A.N.
Berl. Jahr.
Ver. nai. K.

— Astronomische Nachrichten.
s= Berliner Astronomisches Jahrbuch.

- Schrifien des Vereines zur Verbreitung naturwissenschaftlicher Keoat-
niase in Wien.
= Monthly Noticos of the Royal Astronomical Sodety.
' Geographisches Jahrbuch von E. Behm, herausg. von Hermann Wagner.
= Generalbericfat fiber die Fortschritte der Arbeiten für die Europäische
Gradmessung im Jahre x8 . .

I861.

I. Uebcr die Bahn des Conoeten 1 1861, A. N. Bd. 56 Nr. 1344 8.369—374-

M. N.

Geogr. Jahr.
Gen. Ber. 18

193
i862.

2. Ueber die Bahn des Cometen I 1861. A.N. Bd. 58 Nr. 1369 S. 5 — 8.

3. Ueber die Bahn des Cometen II 1862. A.N. Bd. 58 Nr. 1384 S. 249 — 250.

4. Bahnbestimmung des Cometen II 1862. A.N. Bd. 59 Nr. 1396 S. 49 — 58.

1863.

5. Bahnbestimmung des Planeten (64). Sitzb. Wien. Bd. 47 S. 229 — 241.

6. Elemente und Ephemeride der Elpis (59). A.N. Bd. 59 Nr. 1409

S. 267 — 270.

7. Beobachtungen und Elemente der Diana (78). A. N. Bd. 59 Nr. 14 10

S. 283—284.

8. Ephemeride des Planeten (59) Elpis. A. N. Bd. 60 Nr. 14 18 S. 31 — 32.

9. Ueber die Ursache der starken Abweichung der Ephemeride des Pla-

neten (59) Elpis. A. N. Bd. 60 Nr. 142 1 S. 67 — 72.

10. Bahnbestimmung und hypothetische Ephemeride des Planeten (64).

A.N. Bd. 60 Nr. 1425 S. 135 — 142.

11. Beobachtungen am 7zölligen Refractor der Josefstädter Sternwarte

nebst einigen Bemerkungen über dieselbe. A. N. Bd. 60 Nr. 1428
S. 177—184.

12. Ueber die Bahn des Cometen 11 1863. A.N. Bd. 60 Nr. 143 1 S. 227 — 232.

13. Verbesserte Elemente und Oppositionsephemeride des Planeten (64).

A. N. Bd. 60 Nr. 1433 S. 269—272.

14. Elemente des Cometen II 1863. A. N. Bd. 60 Nr. 1438 S. 345—346.

15. Fortsetzung der Ephemeride des Planeten (64). A. N. Bd. 60 Nr. 1438

s. 347—348.

16. Beobachtungen des Planeten (79) auf der Josefstädter Sternwarte. A. N.

Bd. 61 Nr. 1441 S. 15—16.

17. Bahnbestimmung des Planeten (58) Concordia. Sitzb. Wien. Bd. 48

s. 315-336.

18. Ueber die Bahn des Planeten (58) Concordia. A. N. Bd. 61 Nr. 1442

S. 17—22.

19. Elemente des Planeten (79). A.N. Bd. 61 Nr. 1447 S. 107 — 108.

20. Elemente des Cometen V 1863. A.N. Bd. 61 Nr. 1449 S. 135 — 136.

21. Elemente und Ephemeride des Cometen V 1863. A. N. Bd. 61 Nr. 1451

S. 173— «74.

22. Elemente und Ephemeride des Cometen V 1863. A.N. Bd. 61 Nr. 1453

S. 203—206.

23. Elemente und Ephemeride des Cometen IV 1863. A.N. Bd. 61 Nr. 1456

S. 245—250.

1864.

24. Jahres- und Opposiüons-Ephemeride der Calliope (22) für 1 864. Supple-

ment zum Berl. Jahr, für 1866 S. 25 — 26.

25. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der Elpis (59) för 1864. Supple«

ment zum Berl. Jahr, fär 1866 S. 74 — 75.

'94

l6. Jahres -Ephemeride der Angelina (64) für 1864, Supplement inm Berl,

Jahr, für 1866 S. 82.
27. Beobachtung des Cometen VI 1863. A.N. Bd. 61 Nr. 1458 S. 283— 284.
j8. Comcten- Beobachtungen. A. N. Bd. 61 Nr. 1461 S, 331—333.

29. Neue Elemente und Ephemeride der Concordia (58). A.N. Bd. 61

Nr. 1463S. 353— 356.

30. Etilwickelung von Differentialformeln lur Verbesserung einer Planelen-

oder Comelenbahn nach geocentri sehen Orten. Sitib. Wien.
Bd. 49 ,S. 271 — 288.

31. Uebej die Bahn des Planeten (^4). Silzb. Wien. Bd. 49 S. 289— 302.

32. BahnbeslimmungdesCoineten I l86r. Silib.Wien. Bd.49 S.303-325.
3i. Ephemeride der Concordia (5g). A. N. Bd. 62 Nr. 1467 S. 47—48.

34. Ephemeride der Frcia [76). A, N. Bd, 62 Ni. 14708.95—96.

35. Ueber die Bahn des Planeten (76) Freia. A. N. Bd. 62 Nr. 1471

S. 107—112.

36. Elements and Ephemeris of (76) Freia = (80) Sappho. M. N. Vol. 24

Nr. 6S, 146—147,

37. Beobachtung der Frcia {76) auf der Josefstädter Sternwarte. A. N.

Bd. 62 Nr. 1475 S. 169—170.

38. Ephemeride der Elpis. A. N. Bd. 62 Nr. 1475 S. 173—174.

39. BahnbcsliinmungdesComelenl 1861. A.N. Bd.62 Nr. 1476 S. r??- 188.

40. Ueber eine Formel zur Berechnung der Correctioo für Eigenbeweguog

bei Ringinikrometer- Beobachtungen. A.N. Bd. 62 Nr. 1477
S. 207—208.

41. Ueber den Planelen (73) Cljüa. A. N. Bd. 62 Nr. 1484 S. 305-312.

42. Untersuchung über die Bahn des Planelen (73) Clytia. Silib. Wien.

Bd. 50 S. 143 — 167.

43. Beobachtung des Comelen II 1864 auf der Josefstüdter Sternwarte.

A. N. Bd. 62 Nr. 1487 S. 365-368.

44. Beobachtung des Cometen II 1 864. A. N. Bd. 63 Nr. 1493 S. 79— 80.

45. Beobachtungen auf der Josefstädter Sternwarte. A.N. Bd. 63 Nr, 1494

S. 81—92.

46. Wiederauffindung der Clytia (73). A. N. Bd. 63 Nr. 1494 S. 95- 96.

47. Beobachtung der Tcrpsichore (81). A.N. Bd. 63 Nr. IJOO S. 191^192.

48. Elemente und Ephemeride des Planelen (64). A.N. Bd. 63 Nr. 1501

S. 193—198-

49. Elonienie und Ephemeride des Planeten (73) Clytia. A. N. Bd, 63

Nr. 1501 S. 199—202.

50. Elemente und Kphemcridc des Cotnctcn III 1864. A. N. Bd. 63

Nr. 1504 S. 249 — 252.

51. Beobachtung der Terpsichore (81). A. N. Bd. 63 Nr, 1504 S. 255— 256.

52. Ueber den drillen Cometen des Jahres 1864. Silib. Wien. Bd. 50

s. 459—469-

53. Beobachtung des Planelen Alcinene (82). A.N. Bd. 63 Nr. 1505

'95

54- ElemeaCe und Ephemeride der Alcmeac (82). A. K. Bd. 63 Nr. 1507

S. 30J — 304. (Aus/,iiß hieraus lindel lich in M. N. Vol. j; Nr. 3
S.67.}

55- Beobachlung, Elemente und Ephemeridc des Planeten (82) Alemene.

A. N. Bd. 63 Nr. 1509 S. 331—334-
5C. Beobachtung des Comcleii IV 1864. A. N. Bd.(l3 Xr. 1509 S. 333 — 334.

1865.

57. Jahres-Ephemeridc der (22) Callitipe für 1865. Bert, Jahr, für 18Ö7 S.371.

58. Jahres- Ephemeride der (58) Coneordia für 1865. Berl. Jahr, für 1867

S- 4^3-

59. Jahres-Ephemeride der (59) Elpis (ür 1865. Berl. Jahr, für 1867 5.424.
(fO. Jahres- und Oppositidns-EpheniBride der (64) Angelina für 1865. Berl.

Jahr, für 1867 S. 429—430.

61. Jahres-Ephemeride der (73) Clylia für 1865. Berl. Jahr. fUr 1867 S. 441.

62. Ephemeride des Planeten (81) Alemene. A.N. Bd. 64Nr. 1513 S. 15— 16.
03. Elemente und Ephemeride des Planeten (82) Alemene. A.N. Bd. 64

Nr. 1515 S. 43-48-

64. Elemente und Ephemeridc des Planeten (58) Coneordia, A.N. Bd. 64

Nr. 1520 S. 1:3—126,

65. Benbachtungen auf der Joscfst^ler Sternwarte. A. N. Bd- 64 Nr. 1530

66. Berichtigung von Druckfehlern in der Theoria motus (deutsche Ueber-

setiung von Haase) nnd in Wittstein's Tafeln. A. N. Bd. 64
Nr. 1531 S. 301-304.

67. Elemente und Ephemeridc des Planeten (59) Elpis. A. N. Bd. 65

Nr. 1546 S. 153-156-

68. Auffordetunß betreffend Beobachtung der Ceres. A.N. Bd. 65 Nr. 1556

S. 3 '7-3 10-
<>9. Eine Bemerkung über die Berechnung der Aberration. A. N. Bd. 65
Nr. 1560S. 381— 384.

70. Zusati lu der Notiz über Aberration. A.N. Bd. 66 Nr. 1562 S. 31— 32.

71. Beohach langen, Elemente und Ephemeride des Cometen I 1866. A. N.

Bd. 66 Nr. 1566 S. 93—94.

1866.
71. Jahres- und Oppoälions- Ephemeridc der (58) Coneordia für 1866.

196

77« Elemente des Cometen I 1866. A.N. Bd. 66 Nr. 1571 S. 173 — 174.

78. Vergleichung der Beobachtungen des Cometen I 1866 mit den zweiten

elliptischen Elementen. A. N. Bd. 66 Nr. 1574 S. 221 — 224.

79. Beobachtungen des Cometen I 1866, der Concordia und Danae auf der

Josefstädter Sternwarte. A. N. Bd. 66 Nr. 1576 S. 249—252.

80. Ueber die Bahn des Cometen I 1866. Sitzb. Wien. Bd. 53 S. 247—257.

81. Einige Bemerkungen und Zusätze zu Le Verrier*s Sonnentafeln. Sitzb.

Wien. Bd. 53 S. 348— 359. (Abgedruckt in A. N. Bd. 67 Nr. 1595
S. 161 — 172.)

82. Vierstellige logarithmisch-trigonometrische TafelD. Wien 1866. Wilhelm

Braumüller. 16 Seiten.

83. Ueber den Uebergang auf osculirende Elemente. A. N. Bd. 67 Nr. 1 590

s. 93—96.

84. Bahnbestimmung der Planeten (59) Elpis und (64) Angelina. A. N.

Bd. 67 Nr. 1605 S. 321—338.

85. Josefstädter Refractor-Beobachtungen. A.N. Bd. 68 Nr. 1619S. 175 — 176.

86. Ueber die physische Beschaffenheit der Sonne. Vortrag gehalten im

Verein zur Verbreitung naturwissenschaftlicher Kenntnisse am
3. Dec. 1866. Ver. nat. K. Bd. 7 S. 43 — 80.

1867.

87. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (59) Elpis für 1867. Berl.

Jahr, für 1869 S. 393—394.

88. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina fiir 1867. Berl.

Jahr, f^r 1869 S. 400—401.

89. Bahnbestimmung des Cometen I 1866. A. N. Bd. 68 Nr. 1624

S. 241 — 250.

90. Ueber den Zusammenhang zwischen Cometen und Sternschnuppen.

A.N. Bd. 68 Nr. 1629 S. 333—334.

91. Beobachtung des Cometen I 1867. A. N. Bd. 68 Nr. 1629 S. 335—336.

92. Beobachtungen, Elemente und Ephemeride des Cometen I 1867. A.N.

Bd. 68 Nr. 163 1 S. 363 — 364. (Auszug hieraus findet sich in
M. N. Vol. 27 Nr. 6 S. 255.)

93. Ueber die Bahn des Cometen III 1862. A. N. Bd. 69 Nr. 1638 S.81— 88.

94. Bahnbestimmung und Ephemeride des Planeten (58) Concordia. A. N.

Bd. 69 Nr. 1653 S. 329—336.

95. Beobachtungen des Cometen m 1867 (Winnecke). A.N. Bd.70Nr. 1662

S. 93—94-

96. Beobachtung, Elemente und Ephemeride des Cometen III 1867. A.N.

Bd. 70 Nr. 1662 S. 95 — 96.

97. Beobachtung des Cometen III 1867. A. N. Bd. 70 Nr. 1664 S. 125 — 126.

98. Beobachtungen einiger Nebelflecke. A. N. Bd. 70 Nr. 1666 S. 1 55 — 1 58,

99. Die Constanten der Präcession nach Le Verrier. Sitzb. Wien. Bd. 56

s. 579—593.

100. Beobachtung des Planeten (95). A.N. Bd. 70 Nr. 1670 S. 221—222.

197

lOi. Beobachtungen am Refractor der JosefstSdter Sternwarte. A. N. Bd. 70
Nr. 1671 S. 235 — 236.

102. lieber Ebbe und Flnth. Vortrag gehalten im Verein zur Verbreitung

naturwissenschaftlicher Kenntnisse am 23. December 1867. Ver.
nat. K. Bd. 8 S. 139 — 168. (Abgedruckt in „Sirius, Zeitschrift
für populäre Astronomie" 1871 Bd. 4 Nr. 17 S. 133 — 136 und
Nr. 19 S. 145—151.)

1868.

103. Jahres- und Oppositions • Ephemeride der (58) Concordia für 1868.

Bcrl. Jahr, filr 1870 S. 392 — 393.

104. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (59) Elpis far 1868. Berl. Jahr.

för 1870 S. 394— 395'

105. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina für 1868. Berl.

Jahr, für 1870 S. 403 — 404.

106. Ueber die Planeten Concordia (58), Elpis (59) und Angelina (64).

A.N. Bd. 70 Nr. 1679 S. 359—362.

107. Ueber die Bestimmung einer Kometenbahn. Sitzb. Wien. Bd. 57

S. 219—245.

108. Definitive Bahnbestimmung des Planeten (58) Concordia. Sitzb. Wien.

Bd. 57 S. 343—383.

109. Definitive Bahnbestimmung der Concordia (58). A. N. Bd. 71 Nr. 1689

S. 135—140.
HO. Beobachtungen des Brorsen'schen Cometen. 'A.N. Bd. 71 Nr. 1697
S. 269 — 270.

111. Zweiter Bericht der zur Beobachtung der totalen Sonnen finstemiss des

Jahres 1868 nach Aden unternommenen österreichischen Ex-
pedition. Sitzb. Wien Bd. 58 S. 677 — 696. (Auszug hieraus in
A. N. Bd. 77 Nr. 1836 S. 185—190.)

112. Beobachtung der am 17. August 1868 in Aden totalen Sonnen finster-

niss. A. N. Bd. 72 Nr. 1725 S. 329—330.

113. Vierter Bericht der zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsterniss des

Jahres 1868 nach Aden unternommenen österreichischen Expedition.
C. V. Littrow's Methode der 2^itbestimmung durch Circummeridian-
höhen in ihrer praktischen Anwendung. Sitzb. Wien. Bd. 58
S. 772 — 810. (Auszug hieraus in A. N. Bd. 77 Nr. 1836 S. 191
bis 196.)

114. Beobachtung des Mercurs-Durchganges vom 4. November 1868. A.N.

Bd. 72 Nr. 1726 S. 347—348.

115. Elemente der Cometen II 1864 und III 1867. A.N. Bd. 73 Nr. 1732

s. 55-58.

X869.

116. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (58) Concordia für 1869. Berl.

Jahr, für 1871 S. 376—377.

117. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (59) Elpis für 1869. Berl.Jahr.

für 187 1 S. 378—379-

118. Jahres -Ephemeride der (64) Angelina für 1869. Berl.Jahr. für 1871

S. 386.

119. Ueber den Cometen IV 1860. A. N. Bd. 73 Nr. 1740 S. 189 — 190.

120. Ueber die Nebelmassen des Himmels. Vortrag gehalten in Wien am

25. Jänner 1869. Sirius Bd. 6 Nr. 8 S. 177—188.

121. Elemente und Ephemeride des Planeten (108) Hecuba. A.N. Bd. 74

Nr. 1757 S. 79 — 80.

122. Sechster Bericht der zur Beobachtung der totalen Sonnen finsterniss

des Jahres 1868 nach Aden unternommenen österreichischen
Expedition. Geographische Coordinaten von Aden (Leuchtthumi).
Sitzb. Wien. Bd. 59 S. 889 — 903. (Auszug hieraus in A. N.
Bd. 77 Nr. 1837 S. 197 — 200.)

123. Definitive Bahnbestimmung des Planeten (64) Angelina. Sitzb. Wien.

Bd. 60 S. 481 — 546.

124. Elemente und Ephemeride des Winnecke'schen Cometen. A. N. Bd. 74

Nr. 1776 S. 381—384.

125. Elemente des Cometen 11 1869. A.N. Bd. 75 Nr. 1780 S. 63—64.

126. Ueber den von Pons im Februar 1808 gesehenen Cometen. A.N.

Bd. 75 Nr. 1783 S. 107 — HO.

127. Elemente und Ephemeride des von Tempel in Marseille am 27. No-

vember entdeckten Cometen. Circular der Kais. Akad. der
Wiss. in Wien vom 4. December 1869.

128. Elemente und EpUemeride des Cometen III 1869. A. N. Bd. 75

Nr. 1785 S. 143—144.

129. Ueber die Bestimmtmg einer Cometenbahn. II. Abhandlung. Sitzb.

Wien. Bd. 60 S. 918 — 944.

130. Definitive Bahnbestimmung des Planeten (64) Angelina. A. N. Bd. 75

Nr. 1788 S. 187—192.

1870.

131. Lehrbuch zur Bahnbestimmung der Kometen und Planeten. Erster

Band. Leipzig 1870, Wilhelm Engelmann, 353 Seiten.

132. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (58) Concordia fiir 1870.

Berl. Jahr, für 1872 S. 335 und 301.

133. Jahres-Ephemeride der (59) Elpis für 1870. Berl. Jahr, für 1872 S. 335.

134. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina für 1870. Berl.

Jahr, für 1872 S. 336 und 305.

135. Das Sonnensystem. Vortrag gehalten in Wien am 31. Jänner 1870.

Sirius Bd. 7 Nr. 3 S. 49 — 64.

136. Methode der Beobachtung bei Venusdurchgängen. A. N. Bd. 75 Nr. 179 1

S. 239—240.

137. Ueber den Venusdurchgang des Jahres 1874. Sitzb. Wien. Bd. 61

^- 515-599-

199

138. Definitive Bahnbestimmung des Planeten (59) Elpis. Sitzb. Wien,
Bd. 61 S. 655—730.

139. Ueber die Breite der Josefstadter Sternwarte. A.N. Bd. 76 Nr. 1805
S. 77—80.

140. Elemente und Ephemeride des von Winnecke in Karlsruhe imd von
Tempel in Marseille am 29. Mai entdeckten Cometen. Circular
der Kais. Akad. der Wiss. in Wien vom 9. Juni 1870.

141. Definitive Bahnbestimmung des Planeten (59) Elpis. A. N. Bd. 76
Nr. 1819 S. 289—296.

142. fUemente und Ephemeride des von Coggia in Marseille am 28. August
entdeckten Cometen. Circular der Kais. Akad. der Wiss. in
Wien vom 6. September 1870.

143. Ueber den Winnecke'schen Cometen (Comet in 18 19). I. Abhandlung.
Sitzb. Wien. Bd. 62 S. 655-675.

187 1.

144. Jahres* und Oppositions- Ephemeride der (58) Concordia für 1871.
Berl. Jahr, für 1873 S. 344 und 306.

145. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (59) Elpis für 1871. Berl.
Jahr, für 1 873 S. 344 und 307.

146. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina für 1871. Berl.
j Jahr, für 1873 S. 345 und 309.

147. Bericht über die Rechnungen zur Wiederauflfindung des verloren ge-

gangenen Planeten (62) Erato. Anzeiger Wien 1871 Nr. 6

S- 49—52.

148. Ueber die Bahn des Planeten (62) Erato. Sitzb. Wien, Bd. 63 S. 619
bis 653.

149. Ueber die Entfernung der Erde von der Sonne. Vortrag gehalten im
naturwissenschaftlichen Verein am 6. März 1871. Sirius, Bd. 4
Nr. 9 S. 65 — 71 und Nr. 10 S. 73 — 78.

150. Beobachtung der (113) Amalthea. A. N. Bd. 77 Nr. 1839 S. 233 — 234.
I5(* Beobachtungen, Elemente und Ephemeride des Planeten (l 13) Amalthea.

A. N. Bd. 77 Nr. 1839 S. 235—238.

152. WiederaufHndung der Helena. A.N. Bd. 77 Nr. 184O S. 255 — 256.

153. Ueber den Winnecke'schen Cometen (III 1819). A. N. Bd. 77 Nr. 1844

s. 313— 318.

154. Elemente und Ephemeride des Planeten (113) Amalthea. A. N. Bd. 77
Nr. 1846 S. 341 — 344.

155. Ueber die Bahn des Planeten (62) Erato. A.N. Bd. 78 Nr. 1855
S. 97 — 106.

156. Beobachtungen der Amalthea auf der Wien -Josefstädter Sternwarte.
A. N. Bd. 78 Nr. 1855 S. 107—108.

157. Wiederauffindung der (62) Erato. A.N. Bd. 78 Nr. 1858 S. 159—160.

158. Nachweis für die im Berliner Jahrbuch für 1874 enthaltenen Ephemeriden
der Planeten (58) Concordia, (59) Elpis, (62) Erato, (64) Angelina,
(9 i)Aegina und (113) Amalthea. Sitzb. Wien. Bd.64S.439 — 474.

Vteileljafanscbr. d. Astronom. Getellachaft. aa. I^

/t>.

159' Gemeinsam mit L. Schulhof: Elemente und Ephemerid« des von
W. Tempel in Mailand am 3. November enldeckten Cometen.
Circular der Kais. Akad. der Wiss. in Wien vom 10. November
1871 und A. N. Bd. 78 Nr. 1867 S. 301—302.

160. Beobachtungen der Cometen I, 11 und V 1871. A.N. Bd. 78 Nr, 1869

s. 3:^3-326.

161. Fortsetzung der Ephemeride des Planeten (1 16). A. N. Bd. 78 Nr. 1870

S. 35'— 3SJ-

162. UeberdieBeieichnungderComelen. A.N. Bd. 78 Nr. 1871 S. 363— 364.

163. Ueber die Bestimmung äaft Cometenbahn. ni. Abhandlung. Sitzb.

Wien. Bd. 64 S. 676—698.

164. Ueber die Bahn des Planelen (91) Aegina. Sitzb. Wieo. Bd. 64

S. 74' -785-

165. Wiederaufiindung der Aegina (91). A. N. Bd. 79 Nr. 1873 S. 9—12.

1872.
i66. Jahres-Ephemeride der (58) Concotdia filr 1872. Berl.Jahr. für 1874
S. 345-

167. Jahres- und Opposilions - Ephemcride der (59) Elpis für 1872. Berl.

Jahr, für 1874 S. 345 und 303.

168. Jabres- und Opposilions-Ephemeride der (62) Erato Tur 1872. Berl.

Jahr, für 1874 S, 346 und 304.

169. Jahres- und OpposilioDS-Ephcmeride der (64) Angelina für 1672. Berl.

Jahr, für 1874 S. 346 und 306.

170. Jahres-Ephemerideder (91) Aegina fiir 1872, Berl.Jahr. für 1874 S. 353.

171. Jahres- und Opposilions-Ephemeride der (II3) Amalüiea fBr 1872.

Berl. Jahr, für 1874 S. 358 und 330.

172. Ephemeride der Aegina (91). A. N. Bd. 79 Nr. 1877 S. 79^80.

173. Ueber Sternschnuppen. Vortrag gehalten am 23. Februar 1H72 im

Saale der Handels -Akademie. Sirius Bd. 5 Nr. 8 S. 57—63.
Nr. 9 S. 04—71 "nJ Nr, 10 S. 78—80.

174. Beobachtungen, Elemente und Epheniende von Peilho (118). A.N.

Bd. 79 Nr. 1885 S. 199— J04.

175. Nachweis für die im Berliner Jahrbuch für 1875 enthaltenen Ephe-

meriden der I'lancten (58) Concordia, (59) Elpis, (62) Erato,
(64) Angelina und (l l3)Amallhea. Sitzb. Wien. Bd.66S. 386—400.

1873.

176. Jahres- und 0])positions-Ephcmeride der (58) Concnrdia für 1873. Berl.

Jahr, für 1875 S. 346 und 275.

177. Jahres- und Opposition ä-Ephemeride der (59) Elpis für 1873. Berl.Jahr.

Tür 1875 S. 346 und 307.

178. Jahres-Ephemeride der (62) Erato für 1873. Berl. Jahr. Pur 1875 S. 347.

179. Jahres-Ephemerideder (64) Angelina für 1873. Berl.Jahr. lür 1875 S.347-

180. Jahres- und Opposilions-Ephemeride der (113) Amalthea filr 1873.

Berl. Jahr. Tür 1875 S. 359 und 328.

20I

i8i. Elements of the minor Planet (ii8) Peitho. M. N. Vol. 33 Nr. 3 S. 179.

182. Ueber den Pogson'schen Cometen. A. N. Bd. 80 Nr. 1920 S. 381 — 382.

183. Bericht über die Bestimmung des Längenimterschiedes zwischen Pfander-

berg bei Bregenz und Zürich , sowie über die Bestimmung der
Polhöhe und des Azimuthes auf dem Pfönder. Gen. Ber. 1872
S. 17 — 19.

184. Ueber den von Pogson am 2. December aufgefundenen Cometen.

Vortrag gehalten am 16. Jänner 1873 in der Kais. Akad. der
Wiss. in Wien. (Abgedruckt in A.N. Bd.8i Nr. 1938 S. 281— 288.)

185. Nachweis für die im Berliner Jahrbuch für 1876 enthaltenen Ephe-

meriden der Planeten (58) Concordin, (59) Elpis, (62) Erato,
(64) Angelina und (113) Amalthea. Sitzb. Wien. Bd. 67 S. 249
bis 278.

186. Die Bedeutung der Astronomie fiir die Geschichte des Alterthums.

Vortrag gehalten in Wien am 18. März 1873. Sirius Bd. 6 Nr. 4
S. 81—96.

187. Ueber die Jahreszeiten. Vortrag gehalten in Wien. Sirius Bd. 6 Nr. 11

S. 249 — 259 und Nr. 12 S. 273—276.*)

188. Ueber den Winnecke'schen Cometen (Comet III 1819). Sitzb. Wien.

Bd. 68 S. 237 — 292.

189. Anzeige von Druckfehlem in Oppolzer's Lehrbuch und in Watson's

Theoretical Astronomy. A. N. Bd. 83 Nr. 1970 S. 31 — 32.

190. Gemeinsam mit M. Loewy: Determination de la diff6rence de longitude

entre Paris et Vienne. Annales de Tobservatoire de Paris.
Tome XIV S. E i— E 140.

1874.

191. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (58) Concordia für 1874

Berl. Jahr, für 1876 S. 352 und 303.

192. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (59) Elpis für 1874. Berl. Jahr.

für 1876 S. 352 und 332.

193. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (62) Erato filr 1874. Berl.

Jahr, für 1876 S. 353 und 291.

194. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina für 1874. Berl.

Jahr. fUr 1876 S. 353 und 283.

195. Jahres-Ephemeride der (113) Amalthea fiir 1874. Berl. Jahr, fiir 1876

S. 365.

196. Bericht über die in Oesterreich ausgeführten astronomischen Grad-

messungsarbeiten im Jahre 1873. Gen. Ber. 1873 S. 10 — 12.

197. Das Schaltbrett der österreichischen Gradmessimg. Sitzb. Wien. Bd. 69

s. 379—398.

198. Bericht über die im Jahre 1874 ausgeführten Gradmessungsarbeiten auf

*) Das Datum dieses Vortrages konnte nicht eruirt werden, er wurde
daher nach der Zeit seiner Publication im Sirius eingereiht, gehört aber
vielleicht einer früheren Zeit an.

14*

202

den Punkten erster Ordnung in Oesterreich. Verh. der 1874 zu
Dresden abgeholt. Conf. der europ. Gradmessung S. 58 — 62.

1 99. Elemente und Ephemeridc des Winnecke'schen Cometen (Comet III 1819).

A. N. Bd. 84 Nr. 2016 S. 373—378.

1875-

200. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (58) Concordia für 1875.

Berl. Jahr, für 1877 S. [74] und [46].

201. Jahres-Ephemeride der (59) Elpis für 1875. Berl. Jahr, fiir 1877 S. [74].

202. Jahres- und Oppositions - Ephemeride der (113) Amalthea ftir 1875.

Berl. Jahr, für 1877 S. [87] und [29].

203. Beobachtung des Venusdurchganges in Jassy. A.N. Bd. 85 Nr. 2021

S. 69 — 70.

204. Beobachtung des Venusdurchganges (1874 December 8) in Jassy und

Bestimmung der geographischen Breite des Beobachtungsortes.
Sitzb. Wien. Bd. 71 S. 179 — 184.

205. Oppositions - Ephemeride des Planeten (64) Angelina. Circular zum

Berl. Jahr. Nr. 25.

206. Gutachten über das Reversionspendel. Verhandlungen der 1875 in

Paris vereinigten permanenten Commission der europäischen
Gradmessung S. 85 — 88 (französisch S. 97 — loo).

207. Bericht über die Gradmessungsarbeiten in Oesterreich im Jahre 1875.

Gen. Ber. 1875. Verh. der 1875 in Paris vereinigten perm. Comm.
der europ. Gradmessung S. 184 — 187,

1876.

208. Jahres- und Oppositions - Ephemeridc der (58) Concordia für 1876.

Beri. Jahr, für 1878 S. [87] und [69].

209. Jahres- und Oppositions -Ephemeride der (62} Erato für 1876. Berl.

Jahr, für 1878 S. [88] und [44].

210. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (64) Angelina für 1876. Berl.

Jahr, für 1878 S. [88] und [50].

211. Bericht über die Gradmessungsarbeiten in Oesterreich im Jahre 1876.

Gen. Ber. 1876. Verh. der 1876 in Brüssel vereinigten perm.
Comm. der europ. Gradmessung S. 113 — 118.

212. Bericht über Mareographen. Gen. Ber. 1876. Verh. der 1876 in Brüssel

vereinigten perm. Comm. der europ. Gradmessung S. 132.

1877.

213. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (59) Elpis ftir 1877. Berl.

Jahr, für 1879 S. [66] und [25].

214. Jahres- und Oppositions-Ephemeride der (62) Erato filr 1877. Berl.

Jahr, für 1879 S. [67] und [41].

215. Einige Bemerkungen zu Encke's Methode der speciellcn Störungen.

A. N. Bd. 89 Nr. 2130 S. 273—280.

216. Carl Friedrich Gauss. Ein wissenschaftliches Gedenkblatt. Heimath 11

Jahrg. li ßd- Nr. 32 S. 521—523.

203

217- Vorläufige Mittheilung über eine neue Refractionsformel. A. N. Bd. 89
Nr. 2135 S. 365-366.

218. Bericht über astronomische Ortsbestimmungen und Arbeiten. Verh.

der 1877 in Stuttgart abgehaltenen V. allg. Conf. der europ.
Gradmessung S. 24 — 27 (franzosisch S. 104 — 107).

219. Erste und zweite Note zu Herrn Peirce's Mittheilung „de Vinfluence

du trepied sur Toscillation du pendule ä reversion". Annexe Ic
und Id zu den Verh. der in Stuttgart abgehaltenen V. allg.
Conf. der europ. Gradmessung S. 188 — 192.

220. Bericht über die Fortschritte der Gradmessungsarbeiten für 1877. Gen.

Ber. 1877. Verh. der 1877 ^^ Stuttgart abgehaltenen V. allg. Conf.
der europ. Gradmessung S. 296 — 298.

221. Ueber das Gesetz der numerischen CoSfBcienten, die bei mechanischen

Quadraturen auftreten. A.N. Bd. 91 Nr. 218 1 S. 329 — 336.

1878.

222. Jahres-Ephemeride der (62) Erato für 1878. Berl. Jahr, för 1880 S. [59].

223. Ueber eine Stelle in Swift's Gulliver, London 1755 Part III Capt. m

S. 157 — 158, in welcher von Marssatelliten gesprochen wird.
A. N. Bd. 91 Nr. 2179 S. 303—304.

224. Ueber einige Relationen zwischen den Combinationssummen der

Quadrate der geraden und ungeraden Zahlen. Mathematische
Annalen Bd. 13 S. 405 — 410.

225. Eine Bemerkung über die Berechnung der Rcfraction. A. N. Bd. 92

Nr. 2186 S. 29—30.

226. Einige Bemerkimgen über die Bahnbestimmung aus drei Orten. A. N

Bd. 92 Nr. 2 191 S. 97 — 104.

227. Beobachtung des Merkurdurchganges 1878 Mai 6 auf der Wien -Josef-

städter Sternwarte. A. N. Bd. 92 Nr. 2198 S. 223 — 224.

228. Oppositions- Ephemeride des Planeten {59) Elpis für 1878. Circular

zum Berl. Jahr. Nr. 99.

229. Neue Methode zur Bestimmung der Bahnelemente gleicher Wahr-

scheinlichkeit für einen kleinen Planeten. Monatsb. Berlin 1878
S. 581—602.

230. Entwickelung der DifFerentialquotienten der wahren Anomalie und des

Radiiisvectors nach der Excentricität in nahezu parabolischen
Bahnen. Monatsb. Berlin 1878 S. 852 — 859.

1879.

231. Jahres- und Oppositions -Ephemeride der (59) Elpis für 1879. Berl.

Jahr, für 1881 S. [85] und [143].

232. Elemente des Vulkan. A.N. Bd. 94 Nr. 2239 S. 97 — 100. (Auszug

hieraus in Sirius Bd. 12 Nr. 3 S. 49 — 51.)
^33* Bericht des k. k. Gradmessungsbureau in Wien. Gen. Ber. 1878.
Verh. der 1878 in Hamburg vereinigten penn. Comm. der europ.
Gradmessimg S. 91.

204

234- Bemerkung zu dem Aufsatze „ElemcDle des Vulkan". A.N. Bd. 94
Nr. 2251 S. 303—304.

235. Entwicklung der Differentialquottenten der wabicn Anomalie und des

Radiusvectoi nach der Eicenlridt£t in nahem parabolischen
Bahnen. A.N. Bd. 95 Nr. 2257 S. 13— 16.

236. Determination of the Longitudes of Berlin, Munich, Leipzig, Vienna,

Paris and Pulkovfa. M. N. Vol. 39 Nr. 8 S. 438—440.
iSSo.

237. Lehrbuch zur Bahnbestim mnng der Kometen und Planeten. Zweiter

Band. Leipzig 1S80. 635 Seiten.

238. Ueber die Berechoang der wahren Anomalie in nahezu parabobscheR

Babnea. Abb. der II. Cl. der K. Akad. der Wiss, in München.
Bd. 13 Abth. 3 S. 137—168.

239. Jahres- und Oppositiona . Ephemeride der {59) Elpis für 1880. Berl,

Jahr, für i88a S. [75] und [5].

240. Jahre», und Oppositions- Ephemeride der (62) Erato liir 18S0. Berl.

Jahr, für 1882 S. [76] und [19].

241. Bericht des k. k. Gradmessungsboreau in Wien. Gen. Ber. 1879,

Vcrh. der 1879 in Genf vereinigten perm. Coram. der enrop.
Gradmessung S. 97 — 98.

242. Ueber die SonnenfinEleniiss des Schu-Kiug. Monalsb. Berlin 18S0

S. 166—185. (Auszug hieraus in Sirius Bd. 13 Nt.8S. 163—173.)

243. Ueber eine Reihenentwicklung Mansen's. A.N. Bd. 97 Nr. 2314

s. 155—156-

244. Ueber den periodischen Cometen Winneckc (Comet III 1819) und das

Widerstand leistende Medium. A.N. Bd. 97 Nr. 2314 S. 149 — 154.
145. Einige Bemerkungen über die anomalen Bewegungserscheinungen "
einiger Cometen und über das Widerstand leistende Medium.
A.N. Bd. 97 Nr. 2319 S. 225— 236.

246. Ueber die Bestimmung grosser wahrer Anomalien in parabolischen

Bahnen. Monalsb. Berl. 1880 S. 511— 515.

247. Ueber den von Warlmann imJahrclS3l gesehenen Planeten. A.N.

Bd. 97 Nr. 2320 5.253—254.
34S. Elemente und Ephemeride des Winnecke'schcn Cometen (III IS19).
A. N. Bd. 97 Nr. 2326 S. 337—342.

249. Bericht über die Arbeiten 1880. Gen. Ber. 1880. Verh. der 1880 lu

München abgehaltenen VI. allg. Conf. der europ. Gradmessung
S.23-

250. Allgemeine Jupiter- und Saturn ■ Starungen erster Ordnung für den

Planeten (58) Concordia. A. N. Bd. 98 Nr. 2341 S. 199—204.

251. Oppositions. Ephemeride des Planeten {58) Concordia. Circulai zum

Berl. Jahr. Nr. 145.

18S1.
251. Sjfajrgien-Tafeln für den Mond. Publication der Astronomischen Ge-
sellschaft XVI. LeipiigiSSi, WühelmEngelmann. 48und [54] S.

205

13- Jahres-Ephemeride der (58) Concordia fBr t88i. BerL Jahr, für 1S83
S.445.

i4. Jahres- und Oppositions- Ephemeride d«t (59) Elpts für 18S1. Berl.
Jahr. Tür 1883 S. 4*5 imd 395.

i5, Jahr««- und Oppositioos- Ephemeride der (62) Erato Ali i88t. Berl.
Jahr, für 1SS3 S. 446 mid 401.

it. Dero Freunde Kart Weyprecht, Wiener Allg. Ztg. Nr. 390, Morgen-
blatt vom 31. März 1881 S. 5—6.

J7. Praecessions - und Nutations - Coerfidenten. A. N. Bd. lOO Nr. 23S7
S. 165—170,

j8. Ist das Newton'sche Atlractionsgesetz zur Erklärung der Bewegungen
der Himmelskörper ausreichend: hat man Veranlassung dasselbe
nur als Näherungsausdnick zu bezeichnen? Vortrag gehalten in
Salzburg am 24. Sept. 18S1. Ti^blatl der 54. Versammlung
deutscher Naturforscher und Aerzte in Salzburg 18S1 S. 125
bis 135. ^Auszug hieraus in Sirius Bd. 15 Nr. 3 S. 64 — 70 tind
Nr. 4 S. 85-94.)

1883.

59. Jahres- und Oppositioos - Ephemeride der (58) Concordia für lS8z.

Berl. Jahr, für 1884 S. 430 und 381.

60, Jahres- und Opposilions- Ephemeride der (59) Elpis für 1882. Berl.

Jahr, für 1S84 S.430und398.

bt. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (62) Eralo für 1S83. Berl.
Jahr, für 1884 S. 431 und 401.

bl. Beobachtung der Sonnenfinstemiss i88l Mai 16. A.N. Bd. 102
Nr. 243s S. 173—174-

S3. Lehrbuch zur Bahnbestimmung der ICometen und Planeten. Erster
Band. Zweite völlig umgearbeitete Auflage. Leipzig 1882, Wil-
helm Engelmann. 684 Seiten.

Ei4. Be*prechung von „Celoria, G., Sopra aicuni edissi di sole antichi e su
qocllo di Agatocle in particolare. (Reale Accademia dei Lincei
Anno CCLXXVII)". Vietteljahrsschiift der Astronomischen Ge-
sellschaft I7.jahi^. S.99 — 102.

i$. Besprechung von „Ginzel, F. K., Neue Untersuchungen über die Bahn
des Olbers'Bchen Comcteo und seine Wiederkehr. Hartem 1881".
Vierteljahrsschr. der Astronom, tresellsch. 17. Jahrg. S. 109 — 1 14.

Ml. Bericht über die Furtschritte der Arbeiten der europäischen Gradmes-
EUng in den Jahren 1880 und 1881, Ge<^r. Jahr. Bd. IX S, 43— 5a

57. Beitrag zur Ermittlung der Reduction auf den unendlich kleinen
Schwingungsbogen. Sitib. Wien Bd. 86 S. 713 — 732.

iS. Note Aber eine von Archilochiis erwSfanle Sonnenfiasterniss. Sitzb.
Wien Bd. 86 S. 790— 793.

ig. Ueber eine dreifache Lösung des Coraeten-Problems. A. N. Bd. 103
Nr. 2468 S. 313— 316.

2o6

270. Ermittlung der Störungswerthe in den Coordinaten dnrch die Variation

entsprechend gewählter Constanten. Denkschr. Wien Bd. 46

S. 45— 75-

271. Ueber die Kriterien des Vorhandenseins dreier Lösungen bei dem

Cometen-Probleme. Sitzb. Wien Bd. 86 S. 885—892.

272. Ueber Aberration. Vortrag gehalten im Vereine zur Verbreitung na-

turwissenschaftlicher Kenntnisse am i3.December 1882. Ver.
nat. K. Bd. 23 S. 189—230.

1883.

273. Jahres- und Oppositions- Ephemeride der (58) Concordia für 1883.

Berl. Jahr, für 1885 S. 430 und 396.

274. Jahres- und Oppositions -Ephemeride der (59) Elpis fär 1883. Berl.

Jahr, für 1885 S. 430 und 409.

275. Jahres- und Oppositions -Ephemeride der (62) Erato für 1883. Berl.

Jahr, für 1885 S. 431 und 412.

276. Tafeln für den Planeten (58) Concordia. Denkschr. Wien Bd. 47

S. 149—159.

277. Tafeln zur Berechnung der Mondesfinsternisse. Denkschr. Wien Bd.

47 S. 243—275.

278. Gemeinsam mit A. Hirsch Redaction der: Verhandlungen der vom

II. bis zum 15. Sept. 1882 im Haag vereinigten permanenten
Commission der europäischen Gradmessung. Berlin 1883.

279. Besprechung von „Ginzel, F. K., Astronomische Untersuchungen über

Finsternisse. Sitzb. Wien Bd. 85." Vierteljahrsschr. der Astronom.
Gesellsch. Jahrg. 18 S. 61 — 66.

280. Bericht des k. k. Gradmessungsbureau. Gen. Ber. 1881 u. 1882. Verh.

der 1882 im Haag vereinigten perm. Comm. der europäischen
Gradmessung S. 89 — 90.

281. Besprechung von „Schräm, R., Hilfstafeln für Chronologie. Denkschr.

Wien Bd. 45". Vierteljahrsschr. der Astronom. Gesellschafl
18. Jahrg. S. 191 — 197.

282. Note zur Entwicklimg des Ausdruckes: (i -}- b cos ß -{-h' cos ß' -|- . .)"

A. N. Bd. 105 Nr. 2519 S. 367—368.

283. Ueber eine Reform der Mittelschulen. Neue Freie Presse Nr. 6918,

Abendblatt vom 29. November 1 883 S. 4.

284. Ueber historische Finsternisse. Vortrag gehalten im Vereine zur Ver-

breitung naturwissenschaftl. Kenntnisse am 12. December 1883.
Ver. nat. K. Bd. 24 S. 245—280.

1884.

285. Gemeinsam mit M. Loewy: Determination de la diff^rence de longitude

entre Paris et Bregenz. Annales de l'observatoire de Paris.
Memoires, TomeXVIH, pag. Fi— F106.

286. Jahres -Ephemeride der (58) Concordia für 1884. Beri. Jahr, für 1886

S.415.

2o8

303. JahiM- und Oppositions-Ephemehde der {137) Cociestine fllr 18S5.
BerLJahr. ßr 1SS7 S.455 und 393.

303. Die SonneufiDEtemiss des Jahres 203 v.Chr. Heimes, Zeitschrift für

clasEische Philologie Bd. 10 5. 31S— 320.

304. On the pToposed change of the astronomical day. M. N. Vol. 45

Nr. 5 S. 295—198.

305. üeber 'Weltzeit Vortrag gehalten im Vereine zur Verbteitung na-

lurwiEsenschafUicber Kenntnisse am S.Apr. 1885. Ver.nat.K,
Bd. 35 S. 415— 440.

306. Ueber die EinfUbnuig eines Normalmeridians und der Weltzeit. Deutsche

Revue X.Bd. Maihefts. 224— 132.

307. Ueber die Auflösung des Kepler'schen Problems. Denkschr. Wien

Bd. 50 S. iSs — 243. (Auszug aus bezüglichem Anzeiger Nr. 9
in A.N. Bd.ll2 Nr. 2672 S. 137— 128.)

308. Canon der Finsternisse. Denkschr. Wien Bd. 52. Wien 1887. XXVI

und 377 Seiten und 160 Karlen.
30<). Entwurf einer Mondtheorie. Denkschr. Wien Bd. 51 S, 69 — 105

310. Ueber die Bestimmung der Schwerkraft. Vortrag gehalten im Verein

zur Verbreitung naturwissenschaftl. Kenntnisse am 16. X>ec. 1S85.
Ver. nat. K. Bd. 26 S. 57—78.
1886.

311. Jahres- und Oppoäitions- Ephemeride der I59) Elpis für 1886. Berl.

Jahr, iur 1S88 S. 421 und 395.
31Z. Jahres- und Opposilions-Ephemeride der {63) Erato Tür t886. Berl.
Jahr, für 1S88 5.423 und 393.

313. Jahres-Ephemeride der (237) Coelestine fiir 1886. Berl. Jahr, für 1888

S.466.

314. Ueber einen Apparat zur absoluten Besliramang der Schwingungszahi

einer Stimmgabel. Anzeiger Wien 1886 Nr. 10 S. 82—85.

315. Bahnbcstimmung des Planeten (237) Coelestine. Sitzb. Wien l)d. 93

S. 665-679.

316. Ueber die astronomische Refraction. Denkschr. Wien Bd. 53 S. 1 51.

317. Elemente und Ephemeride des Planeten (237) Coelestine. Circular

zum Berl. Jahr. Nr. 286.

318. Bericht des k. k. Österreichischen Gradnicssungsbureau für 1884, 1885

und [886. Beilage Villa der Verh. der 1886 in Berlin abge-
haltenen achten allgcm. Conf. der interaationaleii Erdmessung
S. 151— '53-

319. Bericht über die Entwicklung und Thätigkeit des Vereines zur Pflege

kranker Studierender. Wien 1886. 9 Seiten.
1887.
(Nach Oppolzer's Tode vollendet.)
310. Zum Entwurf einer Mondtheorie gehörende Ejitwicklnng der DiRerential-
quotienten. Denkschr. Wien Bd. 54.

Literarische Anzeigen.

Ercole Dembowski, Misure micrometriche di stelle doppie

e multiple fatte negli anni 1852 — 1878. 2 Bände, 413 und 619 S., 4*.
Atti della reale Accademia dei Lincei. Roma 1883, 1884.

Dieses mit einem Bildnisse des verstorbenen Baron Dem-
bowski geschmückte umfangreiche Werk enthält die Sammlung
aller von ihm angestellten Doppelstembeobachtungen. In der
Einleitung zum ersten Bande geben die von der Accademia
dei Lincei mit der Herausgabe dieses Werkes betrauten Herren
Otto Struve und Schiaparelli einige biographische Notizen des
um diesen Zweig der Astronomie so hoch verdienten Mannes.

Ercole Dembowski, Sohn des Generals Giovanni Dembowski
und seiner Frau Matilde Viscontini wurde am 12. Januar 181 2
in Mailand geboren. Der Vater entstammte einer polnischen
adeligen Familie und trat unter Napoleon I. in militärische
Dienste des damaligen Königreichs Italien. Dembowski verlor
seine Eltern schon in fräher Jugend, trat im 13. Lebensjahre
in die österreichische Marine- Akademie in Venedig ein, und
verliess den Dienst zur See, der ihm wiederholt Gelegenheit zu
Auszeichnungen geboten hatte, aus Gesundheitsrücksichten im
Jahre 1843. Er liess sich dann in Neapel nieder um Erholung
zu suchen und sich dort wissenschafüich und litterarisch zu
bilden, und der freundschaftliche Verkehr mit dem Astronomen
Antonio Nobile war für ihn die Veranlassung, sich mit der
Astronomie zu befassen und einen fünfzöUigen Dialyten von
Plössl in Wien zu kaufen, mit dem er im Jahre 1851 seine
Doppelstemmessungen begann.

Da sich sein Gesundheitszustand bedeutend gebessert hatte,
verliess er 1858 Neapel und siedelte nach einem vorübergehenden
Aufenthalt in Florenz und Mailand nach Gallarate über, wo er
eine neue Sternwarte einrichtete, einen siebenzölligen Refractor
von Merz aufstellte und 1862 seine Arbeiten mit grossem Eifer
wieder aufnahm. Im Jahre 1879 verlegte Dembowski seine
Sternwarte von Gallarate nach Albizzate in der Nähe des Lago
maggiore. Schon in der letzten Zeit seines Aufenthalts in Galla-

2IO

rate wiederholten sich die früheren Gichtanfälle, und in Albiz-
zate nahmen sie an Heftigkeit in dem Grade zu, dass er keine
neue Reihe von Beobachtungen beginnen konnte; nach einer
kurzen Krankheit starb er am 1 9. Januar 1 88 1 . Ihn überleben
zwei Töchter und ein Sohn, die den gesammten wissenschaft-
lichen Nachlass der Mailänder Sternwarte schenkten.

Die ausgezeichneten Eigenschaften des fünfzölligen Dialyten
und das scharfe Auge setzten Dembowski in den Stand, Dop-
pelsteme von einer Secunde Abstand zu trennen, aber der
mechanische Theil des Instruments Hess vieles zu wünschen
übrig, denn es war weder Uhrbewegung noch Positionskreis
vorhanden. Der drehbare Ocularkopf enthielt ausser einigen
festen Fäden einen durch eine gute Mikrometerschraube be-
weglichen, und da Positionswinkel direct nicht gemessen wer-
den konnten, so leitete Dembowski dieselben aus der Combi-
nation zweier Distanzmessungen nach einer Methode ab, die
er in der Einleitung zu seinen Beobachtungen in Neapel aus-
einandergesetzt, und die das Interesse der Astronomen er-
regt hat

Im Jahre 1855 machte Dembowski in den Astronomischen
Nachrichten die erste Reihe von Beobachtungen von 127
schwächeren Doppelstemen bekannt und stellte dabei die Beob-
achtung aller Sternpaare des Dorpater Verzeichnisses in Aus-
sicht, soweit es die optische Kraft des Dialyten zugeben würde.
Dembowski hat von 1851 bis 1858 fast sämmtliche W. Struve'sche
Lucidae (mit Ausnahme der Klasse I) , sowie eine kleine Zahl
der Reliquae, die für sein Instrument nicht zu schwach waren,
beobachtet. Die Zahl der Beobachtungen in Neapel beträgt
nahezu 2000, sie vertheilen sich auf 617 Paare. Der Werth
dieser Beobachtungen beruht nicht allein in der Zahl, sondern
auch in der Genauigkeit und dem Umstände, dass sich da-
mals ausser Dembowski nur Dawes, Secchi und O. Struve ein-
gehend mit Doppelstemen beschäftigten.

Auch in anderer Beziehung folgte er dem Beispiele von
W. Struve und begann mit einem Meridiankreise von Starke in
Wien (von 42 Linien OefTnung und 50 Zoll Brennweite, mit
14 zölligem Kreise und vier Mikroskopen) die Oerter der Dop-
pelsterne zu bestimmen; über diese Beobachtungen findet sich
jedoch keine andere Veröffentlichung als die vom Jahre 1859
(A.N. Nr. 1256) über 336 Beobachtungen von 52 Sternen in
den Jahren 1855 — 1858. Dembowski scheint mit seinen Re-
sultaten nicht zufrieden gewesen zu sein und das Verzeichniss
und die Manuscripte seiner ferneren Beobachtungen nicht auf-
bewahrt zu haben.

Eine zweite und noch mehr ergiebige Beobachtungsperiode

beginnt mit der Uebersiedelung nach Gallarate, wo der sieben-
zöllige Refractor von Merz mit Uhrwerk und vollständigem
Mikrometerapparat ihn in den Stand setzte, nicht nur alle
Sterne des Doipater Catalogs, sondern auch mit wenigen Aus-
nahmen die schwierigeren Stempaare des Pulkowaer Catalogs
zu beobachten. Er nahm in jeder Beziehung die Vorschriften
von W. Struve in den Mensurae micromctricae zum Muster und
stellte folgendes Arbeitsprogramm auf:

i) ^Iess^ng aller Sternpaare des Dorpater Catalogs und
Wiederholung nach Ablauf von nahe vierzig Jahren aller der
in den Mensurae micromctricae niedergelegten Arbeiten;

2) Bestimmung der relativen Positionen der in Pulkowa
aufgefundenen Doppelsteme;

3) jährliche Wiederholung der Beobachtung von Stertipaaren
niit grösserer Bewegung;

4) möglichst baldige wiederholte Messung aller neu ent-
deckten Stempaare.

Dieses Programm ist von Dembowski mit bewunderungs-
würdiger Ausdauer durchgeführt. In den 17 Jahren 1862 —1878
hat er in Gallarate nahezu iSooo Mikrometerbeobacbtungen
angestellt, davon ungefähr I3CX)0 von Sternen des Dorpater
Catalogs als Wiederholung der Mensurae micrometricae, ferner
nahe 3000 von Sternen der beiden Pulkowaer Cataloge und
etwa J700 von Doppe 1 Sternen , die von anderen Astronomen
entdeckt sind. Dazu kommen noch nahezu 2000 Beobach-
tungen in Neapel und noch 700 andere zum Zwecke der Un-
tersuchung über systematische Fehler seiner Beobachtungen,
so dass die Zahl der sämmtlichen Messungen ungefähr 21000
beträgt. Die Zahl der Messungen von W. Struve ist ungefähr
10600, die der von O. Struve während etwa 40 Jahren ange-
stellten beiläußg ebensoviel, Dembowski hat also ein ebenso
grosses Material geliefert wie die beiden Sttuve's zusammen.

Dembowski hat in früherer Zeit seine Beobachtungen an
die Astronomischen Nachrichten gesandt, wo sie in lauter kleine
Theile zerlegt sich durch eine Reihe von Bänden hindurch-
ziehen, und nur in Nr. 1806 — 1832 findet sich eine zusammen-
hängende Veröffentlichung seiner Beobachtungen in den Jahren
1863 — 1870 von Sternen des Pulkowaer Catalogs, die bis da-
hin noch wenig beobachtet waren. Diese Bekanntmachung
veranlasste bald eine grössere Zahl von Baiinbestimmungen von
Objecten, die 20 Jalire vorher von O. Struve beobachtet waren,
und brachte ihm die (goldene Medaille der Royal Astconomical
Society in London ein. Die beiden Herausgeber der ge-
sammten Beobachtungen Dembowski's fanden dessen Beobach-
tungsbücher in vorzügiicber Ordnung, und es war schon ein

212

grosser Theil der Messungen nebst Erklärungen über die Beob-
achtungsmethoden und Untersuchungen der Instrumente druck-
fertig zusammengestellt. Nur die in Abschnitt VI enthaltenen
Untersuchungen über systematische Fehler bedurften noch einer
Bearbeitung. Dembowski hatte geäussert, dass er die Wieder-
holung der Beobachtungen der Mensurae micrometricae als
seine Hauptaufgabe betrachte; demzufolge haben die Heraus-
geber diese Beobachtungen im zweiten Bande dieses Werkes
mit einander vereinigt und im ersten Bande, wenn auch der
chronologischen Reihenfolge nicht entsprechend, alle übrigen
Messungen vorangehen lassen.

Der erste Band enthält folgende 6 Abschnitte:
I. Beobachtungen in Neapel.
IL Messungen der Sternpaare des Pulkowaer Catalogs OH.

III. Messungen der hauptsächlichsten Sternpaare der Her-

scheFschen Klassen V und VI nach dem Zusatz-Cata-
log 0£\

IV. Die von S. W. Burnham entdeckten Stempaare.

V. Doppelsterne von Dembowski, Dawes, Alvan Clark u. A.,
und einige im Dorpater Catalog nicht enthaltene aus
den Catalogen von W. und J. Herschel.
VI. Messungen zur Ermittelung systematischer Fehler.

I. Mikrometer-Messungen in S. Giorgio a Cremano bei Neapel

in den Jahren 1852—1858 mit dem Dialyten von 5 Zoll Oeffnung^

an den Stellae lucidae des Dorpater Catalogs.

Einleitung. Kurze Beschreibung des 5zöiligen
Dialyten. Der zu den Doppelsternmessungen benutzte Dialyt
von Simon Plössl in Wien hatte 0.1354 m Oeffnung und 1.675 m
Brennweite; es gehören dazu 5 negative und 3 positive Ocu-
lare, von denen das stärkste von rund 300 facher Vergrösserung
mit wenigen Ausnahmen zu den Messungen benutzt worden
ist. Ungeachtet der geringen Dimensionen konnte Dembowski
damit helle Stempaare von 1*0 Abstand trennen und von den
beiden ersten Struve'schen Klassen Positionswinkel mit uner-
warteter Uebereinstimmung messen. Das Instrument war parallak-
tisch aufgestellt und ruhte auf einem hölzernen Dreifuss mit
Fussschrauben. Diese Einrichtung war bei kleinen Zenith-
distanzen nicht ganz bequem, aber Dembowski unterliess eine
Aenderung, da er beabsichtigte, einen grösseren Refractor an-
zuschaffen. Das Feld wurde durch eine kleine cardanisch auf-
gehängte Oellampe und einen Perlmutterspiegel beleuchtet, und
zwar war das Licht bläulich. Das Instrument hatte in drei
Beziehungen bedeutende Mängel; es fehlte nämlich, wie bereits
erwähnt, Uhrbewegung und Positionskreis, und femer konnten

213

die beiden Mikrometerfaden nicht parallel gestellt werden, doch
war der Parallelismus ein genügend naher. Das Fadennetz
bestand aus 5 parallelen und einem dazu rechtwinkligen Faden,
mit welchem parallel der bewegliche Faden ging; die Mikro-
metertrommel war in 100 Theile getheilt, und Zehntel der
letzteren konnten geschätzt werden. Die das Fadennetz ent-
haltende Röhre war drehbar, dagegen eine Verschiebung der
festen Fäden mit einander nicht möglich, so dass die Messungen
sich immer auf dieselbe Stelle der Schraube bezogen. Dem-
bowski bezeichnete die drei mittleren Parallelfaden mit B^ C, 2>,
den dazu senkrechten mit E Q und den beweglichen mit M N.
Zwei Netze sind im Laufe der Beobachtungen gebraucht, bei
dem zweiten waren die Entfernungen der drei mittleren Fäden
etwas vergrössert. Ersteres Netz wurde vom December 1851
bis zum 16. April 1852, letzteres bei allen Messungen in Neapel
vom Mai 1852 bis September 1858, nämlich bis zum Abschluss
der Beobachtungen am Dialyten benutzt. Bei dem weiter unten
auseinandergesetzten Verfahren Positionswinkel zu messen ist
es nothwendig, dass die drei Fäden B^ C, D genau rechtwinklig
z^ E Q und MN stehen oder wenigstens die Abweichung in
Rechnung gebracht werden kann. Bei dem ersten Netze blei-
ben über das Verfahren zum Nachweis der richtigen Stellung
der Fäden einige Zweifel, bei dem zweiten Netze wurde die-
selbe durch Vergleichung mit dem Netze des 7 zölligen Re-
fractors von Merz als vollkommen festgestellt; die Abstände B C
und CD ergaben sich aus Durchgängen des Polarsterns bei
dem ersten Netz zu 88!'50 und 90^43, bei dem zweiten zu
107587 und io6I'33.

Die Abweichung des Instruments vom Pol ging nicht über
eine Minute imd brauchte bei den Distanzen unter 32" nicht
berücksichtigt zu werden.

Ein vorläufiger Werth der Schraubenumdrehung ergab sich
aus Durchgangsbeobachtungen von Polstemen zu 57^233, und
mit diesem Werthe sind alle in den Astronomischen Nachrichten
veröffentlichten Beobachtungen berechnet worden. Später wurde
der Werth der beiden dem festen Faden benachbarten Um-
drehungen auf drei verschiedene Weisen bestimmt, nämlich
durch zahlreiche Durchgangsbeobachtungen des Polarsterns,
zweitens durch Messung mit einem 18 zölligen Verticalkreise
von Starke nach der Gauss'schen Methode, und drittens durch
Messungen mit dem sehr genauen Mikrometer des 7 zölligen
Refractors, welches ebenfalls nach der Gauss'schen Methode
untersucht worden war. Es ergaben sich der Reihe nach die
Werthe 575090, 57.'256 und 57?i6i, der angenommene Mittel-
werth ist 575169. Zur Untersuchung der Unterabtheilungen

I A

ZI4

der Umdrehungen dec Schraube hat Dembowski mit Rücksicht
darauf, dass die Messungen der Distanzen immer doppelt, näm-
lich zu beiden Seiten des festen Fadens ausgeführt sind, die
Räume — lo bis+ lo, — 20 bis-)- 20, — 30 bis -|- 30 u. s. w.
Trommeltheile einmal aus Durchgangsbeobachtungen des Polar-
sterns bestimmt und mit dem Werthe einer ganzen Umdrehung
verglichen; femer wurde die Schraube zwischen — 60 und -1- 60,
welche bei den Messungen bis etwa 32' Distanz zur Anwendung
kommen, mit einem der Mikroskope des Meridiankreises von
5 zu 5 Theilen untersucht, und drittens wurde innerhalb der
beiden benachbarten Umdrehungen eine eben solche Messungs-
reihe mit dem Mikrometer des 7 zölligen Refractors nach der
Gauss'schen Methode ausgeführt. Die Resultate dieser drei
Untersuchungen sind mit einander vereinigt, und es ist daraus
eine Tabelle zur Verwandlung von Unterabtheilungen der Um-
drehung in Bogensecunden abgeleitet, aus der hervorgeht, dass
die Schraube mit periodischen Fehlern behaftet ist, die etwa
zwischen + oJoö und ■ — d!o$ liegen. Die Einzelheiten der
Instrumental -Untersuchungen sind in verschiedenen Tabellen
ausführlich dargestellt, und es wird von Interesse sein, grade
über den bei Doppel stem-Messungen sehr wichtigen Punkt der
periodischen Fehler etwas Näheres mitzutheilen. Auf Seite 29
findet man darüber das Folgende:

Uebersicht der Werthe der Unterabtheilungen einer Umdrehung
nach den verschiedenen dazu angewandten Methoden.

ßmchlhcil

Dutchgänge

Gauss'sclie Methode

Messungen

einer

von

mit dem

Mittelwerth

a Urs. min.

7 zoll. Refraclor

Mikroskop

o?os

2r85i

2*810

2r83o

0.10

sr66o

5-693

S-63J

5-662

0.15

8-557

8.509

8-533

0.20

1 1.44J

11. 480

11.404

"■443

0.2s

14.361

14.JOO

14.330

0-30

17.240

17.224

i7-'97

17.220

0.35

19-993

20.069

20.03 1

0.40

23-01'

32.806

22.90s

22.907

0.4 s

25.636

25-756

25.696

0.50

28.517

28.491

28.572

28.527

0-55

314"

31.448

31-429

0.60

34.189

34.184

34-269

34-247

0.6s

37-190

Brnchtheil

Duichgange

Gauss'sche Melhode

einer

von

mit dem

Mittelwertli

Umdrehung

a Urs. min.

7 zoll. Refraelor

0R70

39'979

39f999

sgfgsg

0-7S

42,799

42-799

0.S0

45-701

45-&J7

45.669

0.8s

48-523

48.523

0.90

S'.S40

51-479

51-509

0-95

54-295

1.00

57-090

57-161

S7-»56*)

57-169

Diese Bestimmungen sind etwas ungleichfönnig, und gehen
in einigen Fällen recht weit aus einander, scheinen aber doch
dasselbe Verhalten der periodischen Fehler anzudeuten, so dass
dadurch die Unregelmässigkeiten der Schraube einigermassen
in Betracht gezogen sind. Durch graphische Interpolation sind
aus den Zahlen der letzten Spalte von hundertel zu hundertel
Umdrehung die entsprechenden Bogenwerthe abgeleitet.

Distanzmessungen. Bei den Dt stanzmessungen wurde der
Mittelfaden C parallel der Verbindungslinie der beiden Sterne
gestellt und die doppelte Entfernung zu beiden Seiten des
Mittelfadens bei i>ositiver und negativer Drehung der Schraube
gemessen, wodurch die Coincidenzbeobachtung der beiden
Fäden überflussig wurde; jede Distanz beruht auf 6 — 10 Mes-
sungen. In den Fällen, wenn der Positionswinkel sehr nahe
0° oder 180° war, wurde die einfache Distanz gemessen, wie
z, B, bei 2^ 2032 und a Coronae; die beiden Componenten
wurden dann nämhch durch die tagliche Bewegung an den
beiden Fäden entlang geführt. Die Distanzen von Doppel-
stemen I. und II, Klasse (kleiner als 1" und 1 — 2") hat Dem-
bowski nicht gemessen, sondern geschätzt; denn die Fäden
waren ziemlich dick, und er war der Meinung, dass wenn man
den dunkeln Zwischenraum zwischen den beiden Scheiben nicht
sehen kann, eine Messung durch Beobachten der die Fäden
überragenden Abschnitte der Scheiben zu gross ausfallen müsse
und diese Messung noch besondere Schwierigkeit bereite, wenn
die Scheiben von ungleicher Grösse sind. War eine Distanz
zu gross um bei Nachbewegen des Instruments mit freier Hand
gemessen werden zu können, so wurde der De cl in ations unter-
schied angegeben.

Messung der Positionswinkel. In Ermangelung eines

•) Messu

r Umdrehung n

t dem Verlic alkreise.

2l6

Positionskreises wurde das folgende sinnreiche Verfahren an-
gewandt. Das Fadennetz wurde so gedreht, dass der mittlere
der festen Fäden C mit der Verbindungslinie der beiden Sterne
zusammenfiel; dann wurde der bewegliche Faden zuerst an
die Stelle geführt, wo einer der beiden Sterne, meistens der
hellere, durch die tägliche Bewegung den Seitenfaden D schnitt,
und darauf dorthin, wo der Stem den Mittelfaden C schnitL
Der Unterschied der beiden Mikrometer- Ablesungen gab dann
eine Kathete eines rechtwinkligen Dreiecks, dessen andere
Kathete der unveränderliche Abstand der Fäden C und D war,
und durch Rechnung ergab sich der Winkel des Dreiecks, der
zu der Richtung o, 90, 180 oder 270 Grad hinzugefügt den Po-
sitionswinkel liefert. Nach einer A.N. Band 42 gegebenen
Zeichnung und einer Auseinandersetzung der Methode im Re-
ferate von O. Struve (V.J.S. 1873 S. 103) könnte man vermulhen,
dass der Durchgang durch den Mittelfaden C im Durchschnitts-
punkte mit dem dazu senkrechten Faden E Q beobachtet, also
nur eine Einstellung mit dem beweglichen Faden erforderlich
gewesen sei; dass aber anstatt dieses vielleicht einfacheren
Verfahrens das vorhin erwähnte befolgt ist, geht aus der Bei
Schreibung Dembowski's in den Astronomischen Nachrichten,
sowie in vorliegendem Werke Seite 9 und der dabei gegebenen
Zeichnung deutlich hervor. Diese Beobachtungsmethode konnte
nur zwischen den Positions winkeln 135 bis 225 und 315 bis
45 Grad zur Anwendung kommen, da in anderen Richtungen
die Farallelfäden mit der (äglichcn Bewegung einen zu spitzen
Winkel machten und die iMessung der Kathete zu schwierig
wurde. Ks wurde die Beobachtung dann bei einer um 90 Grad
geänderten Stellung der Fadenplattc gemacht, so dass der
Querfaden E Q parallel der Verbindungshnie der beiden Sterne
war. Die Sterne wurden dann entweder von dem festen Fa-
dan^(^ oder dem damit parallelen beweglichen Faden jWjV
gedeckt, oder es wurden die beiden Fäden in passender Ent-
fernung neben einander gestellt und das Stempaar in die Mitte
des Zwischenraumes gebracht. Zur Berechnung des Positions-
winkels hat Dembowski eine Tafel aufgestellt, welche die ge-
messene Kathete nach hunderte! Schraubenumgängen fortschrei-
tend als Argument enthäh und sich von o bis 58 Grad erstreckt.

Bei den Messungen der Positionswinkel wurde auf den
Rath von W. Struve der Kopf immer vertical gehalten. Nei-
gungen des Kopfes nach rechts oder links haben in einigen
Fällen gar keine, in anderen aber ziemlich bedeutende Fehler
im Parallelismus des Doppelsterns mit den Fäden erkennen
lassen, aber die Struve'sche Vorschrift ist immer befolgt worden,

Systematische Fehler in den Positionswinkeln. Be-

217

sondere Untersuchungen über systematische Fehler der Positions-
winkel, die bei den meisten Beobachtern in dem Sinne vor-
handen sind, dass der Winkel gegen den Vertical zu klein
gemessen wird, sind von Dembowski nicht angestellt; diese
Fehler scheinen auch bei ihm nicht von erheblichem Betrage
zu sein; bei den Beobachtungen der ersten Zeit sind sie mehr
ausgesprochen, bei den späteren dagegen sehr vermindert. Sie
können zufalliger oder periodischer Natur sein und werden
auch von der Beschaffenheit der Bilder, dem Abstände der
Sterne, der verschiedenen Farbe und dem Unterschiede der I

Helligkeit abhängig sein. Um von den Fehlem in der Schät- [

zung des Parallelismus der beiden Fäden mit der Verbindungs-
linie frei zu sein, hat Dembowski, wenn die Luft genügend
ruhig war, einen der Fäden zu beiden Seiten mit den Stem-
scheiben zur Berührung gebracht und aus den beiden berech-
neten Positionswinkeln das Mittel genommen; ein erheblicher
Unterschied hat sich aber zwischen den beiden Beobachtungs-
methoden nicht gezeigt. Die systematischen Fehler in den
Positionswinkeln sind von dem Winkel zwischen der Verbin-
dungslinie und dem Vertical abhängig; Dembowski hat in
früheren Mittheilungen in den Astronomischen Nachrichten
diesen Winkel mit der Angabe, ob rechts oder links von dem
Vertical, in zehntel Graden, dagegen mit Beginn der Beob-
achtungen am Refractor die Stemzeit der Beobachtung ange-
geben. Während der Beobachtungen am Dialyten hat Dem-
bowski Untersuchungen von verschiedenen Umständen, u. a.
über den Einfluss der Lage des Kopfes angestellt. Auf die
Messung der Positionswinkel hatte es keinen Einfluss, ob das
linke oder das rechte Auge benutzt wurde, nur erschienen die
Bilder mit dem linken Auge heller und bestimmter. Auch war
es von keinem Einfluss, ob der Kopf vertical oder parallel oder
rechtwinklig zur Verbindungslinie der Sterne gehalten wurde.*

Bei der Combination von Beobachtungen an verschiedenen
Abenden hat Dembowski anfanglich Gewichte für die einzelnen
Messungen berücksichtigen wollen, aber später wie W. Struve
einfache Mittel genommen. In der Schätzung, der Hellig-
keit hat er sich ebenfalls an W. Struve angeschlossen, jedoch
sind bei ihm die Helligkeiten in identischen Fällen etwas ge-
ringer geschätzt; auch die Farbenschätzungen stimmen meistens
mit W. Struve überein.

Dembowski's Originalbeobachtungen am Dialyten bilden
6 Bände in Octav, und die Berechnung der Beobachtungen
ist auf eingeschossenen weissen Blättern ausgeführt. Die de-
finitiven Reductionen weichen etwas von den in den Astronomi-
schen Nachrichten gegebenen ab, bei denen Gewichte berück-

i5*

2l8

sichtigt sind und die periodischen Fehler der Schraube nicht
angebracht waren. Auf Seite 1 7 dieses Bandes findet sich der
aus den Fehlern der Schraube hervorgehende Unterschied der
beiden Berechnungen, nämlich:

Theile |
der

1
Bogenwerthe '

Unter-
schied

Theile
der

Schraube

Bogenwerthe
X.Rechnung 2. Rechnung

Unter-

Schraube

I.Rechnung

2. Rechnung

a\«AlACvi

0?00

ofoo

0?00

ofoo

o?50

28562

28*54

—ofoS

0.05

2.86

2.82

— 0.04

0.55

31.48

31.40

— 0.08

O.IO

5.72

5.66

— 0.06

0.60

34-34

34.28

— 0.06

0.15

8.58

8.54

— 0.04

0.65

37-20

37.16

— 0.04

0.20

11-45

11-43

— 0.02

0.70

40.06

39-99

— 0.07

0.25

14-31

14-33

-[-002

0.75

42.92

42.80

— 0.12

0.30

17.17

17.21

+ 0.04

0.80

1 45-79

45.65

— 0.14

0.35

20.03

20.06

4-0.03

0.85

48-65

48.55

— O.IO

0.40

22.89

0.00

0.90

51-51

51.46

— 0.05

0.45

2575

25-71

— 0.04

0.95

54.37

54-34

— 0.03

0.50

28.62

1 28.54

— 0.08

I.OO

1 57-23

57-17

— 0.06

Eigentlich hätten auch bei den Positionswinkeln die periodi-
schen Fehler der Schraube berücksichtigt werden müssen, da
eine Kathete mit der Schraube gemessen und daraus nach
einer Tabelle der Positionswinkel berechnet wurde; die da-
durch verursachten Fehler betragen aber höchstens 4' und sind
daher bei den in Rede stehenden Distanzen zu vernachlässigen.

Wo die neuen Reductionen von der früheren Mittheilung
Abweichungen zeigten, die nicht aus den erwähnten Umständen
erklärbar waren, ist auf die Tagebücher zurückgegangen, und
die berichtigten Beobachtungen sind durch ein * bezeichnet;
das Zeichen J bedeutet, dass die Messung ohne künstliche
Beleuchtung ausgeführt ist.

Dembowski hat ungeachtet der Kleinheit seines Instruments
von allen Klassen ausser der ersten fast alle, und von dieser
mehr als die Hälfte des Struve'schen Catalogs messen können;
aus den Manuscripten geht hervor, dass er auch die übrigen
Sterne der Klasse I zu messen versucht hat, aber davon nicht
befriedigt war.

Vergieichungen dieser Messungen mit denen an-
derer Beobachter. Dembowski hat seine Beobachtungen
am Dialyten /l^ einestheils mit den Messungen von W. Struve
£ und anderntheils mit seinen eigenen später am 7 zölligen
Refractor von Merz erhaltenen ^^ verglichen. Ferner ergeben
sich die absoluten Correctionen seiner Beobachtungen aus Ver-

n
I

gleichnngen mit den sehr nahe gleichzeitigen von O. Strave,
wenn man an dieselben die in Band IX der Observations de
Poulkova enthaltenen empirischen Correctionen aus Messungen
an künstlichen Doppelstemen anbringt.

Mittlere Unterschiede aus allen Beobachtungen ohne Rücksicht

auf die Zahl der Beobachtungen.
Klasse III Z — J* = — of 105 xJi — J» = 4- 0*146 aus 81 Sternen

4-0.014

4- 0.008 1 20

-f- 0.082

— 0.091 56

4- 0.056

— 0.066 47

VII

4- 0.013

— 0.012 45

vin

4-0.068

— 0.067 38

Absolute Correctionen der von

Dembowski mit dem Dialyten

angestellten Beobachtungen.

Mittlere
Distanz

Correction

der
Positions-
winkel

Zahl

der

Sterne

Correction

der
Distanzen

Zahl

der

Sterne

if58 ,

4- 1*03

3.16 '

H-0.59

6.32

— 0.80

15-6

4-0.09

43
26

4- o.»048
4-0.166
-|- 0.298

39
18

Die Unterschiede im Positionswinkel sind sehr klein; der
Unterschied von oüzgS in der letzten Gruppe ist nicht von
Belang^, da diese Klasse die verschiedensten Distanzen über 8"
in sich fasst.

Vergleichung der Grössenschätzungen Dembowski's mit denen

von W. Struve.

Zahl der
Sterne

Grösse

£ J

I.O

1.0

— 0.00

2.27

2-32

— 0.05

3-29

3.44

— 0.15

4-35

4.64

— 0.19*)

5-38

5.56

— 0.18

109

6.38

6.53 '

— 0.15

228

7.37

7.51

— 0.14

102

8.12

8.28

— 0.16

9.16

9.29

— 0.13

*) So im Druck Vol. IS. 21, und nach gefalliger Mittheilung von Herrn
Professor Scbiaparelli schon in Dembowski's Manuscript.

220

Wahrscheinliche Fehler einer Beobachtung mit dem Dialyten.

Klasse

Distanz

Zahl

der

Sterne

Zahl der Messungen

Wahrscheinliche Fehler

Distanz

Pos.-Winkel

Distanz Pos.-Winkel

0^7

154

2'35

1-5

241

f. 42

3.0

63.68

397

451

ofiiS

0.87

6.0

53.54

317

333

0.127

0.77

lO.O

109

0.128

0.50

14.0

0.126

0.40

20.0

0.120

0.42

vni

28.0

0.131

0.28

Diese Fehler sind nach dem Vorgange von W. Struve und
aus Sternen abgeleitet," die mindestens dreimal beobachtet sind
und keine Bahnbewegung besitzen. Die geringen Unterschiede
der Dembowski*schen Berechnung gegen die von O. Struve er-
klären sich daraus, dass Dembowski eine grössere Zahl von
Sternen verwandt hat.

II. Mikrometrische Messungen von Doppelstemen und mehr-
fachen Sternen des Pulkowaer Catalogs ausgeführt in Gallarate
mit dem siebenzöUigen Refractor von Merz in den Jahren

1865-1878.

Dembowski begann im Jahre 1862 seine Messungen in Gal-
larate am siebenzöUigen Refractor zunächst mit den Doppel-
sternen des Dorpater Catalogs, dann kommen im Jahre 1865
die Sterne der Pulkowaer Cataloge yon 1843 und 1853 0£
hinzu, und noch später die Paare aus den Appendices der
Mensurae micrometricae und die 256 Sterne von grossem Ab-
stände aus dem Pulkowaer Catalog, ferner Sterne von John
Herschel und seit 1874 diejenigen von Burnham, Dawes, Al-
van Clark, Schjellerup und Dembowski. Von diesen Beob-
achtungen in Gallarate haben die Herausgeber, wie bemerkt,
die Beobachtungen der Dorpater Sternpaare und der Appen-
dices im zweiten Bande dieses Werkes vereinigt, so dass der-
selbe eine Parallelarbeit zu W. Struve's Mensurae bildet. Der
erste Band enthält die übrigen Beobachtungen, im ganzen 2155
Messungen von 432 Paaren. Die wahrscheinlichen Fehler für
diese Beobachtungen gestalten sich folgendermassen , wenn e
den einer Distanzbeobachtung, o) den eines Positionswinkels
und o' denselben auf den grössten Kreis reducirt bedeuten.

221

Zahl der

Klasse

£'

cd'

Beobach-

Stem-

tungen

paare

2^33

ofo3i

297

05098

1.78

0.039

306

0.092

I-I5

0.063

195

0.144

1.16

0.127

199

0.143

071

0.126

162

0.140

0.59

0.146

102

0.164

0.50

0.178

VTTT

0.108

0.27

0.133

Die Fehler kommen im Mittel auf dieselben Grössen hinaus
wie die für O. Struve (Obs. de Poulkova Vol. IX, p. 152): bei
O. Struve sind die Distanzen, bei Dembowski die Positions-
winkel etwas genauer. Dieses Resultat ist bemerkenswerth in
Anbetracht der Kleinheit des siebenzölligen Refractors.

Für Stempaare von grösserem Abstände findet sich die
Refraction für die Distanzen auf S. 226; für die Positionswinkel
ist die Refraction aus Gründen, die in Abschnitt III erörtert
werden, nicht berechnet.

III. Doppelsterne und mehrfache Sterne zwisohen den Grenzen
32' und 120*" nach dem zweiten Pulkowaer Cataloge beobachtet
in Gallarate mit dem Refractor von Herz in den Jahren 1873

bis 1878.

Dembowski hat für die Lucidae dieser ICategorie von Dop-
pelsternen folgende wahrscheinliche Fehler für seine Beobach-
tungen berechnet. Diese Zahlen zeigen im Vergleich mit den
Werthen für Sterne unter 32" ein bedeutendes Anwachsen der
Fehler mit dem Abstände an.

Ab-

theiluDg

Grenzen

der

Distanzen 1

Mittlere
Distanz

W.F.

einer
Distanz

W.F.

eines

Pos.-

Winkels

Auf den
grössten

Kreis
reducirt

Zahl

der

Sterne

Zahl
der
Beobach-
tungen

n
in

32*-

■ 60»

60 —

90-

•120

49^0
74.1

"3.3

o?i47
0.177
0.205

0Ü236
0.138
0.109

0^202
0.179
0.216

73
58

223
244

173

«■

222

In Dembowski's Tagebüchern findet sich die auf S. 273
dieses Bandes mitgetheilte Correction für Refraction nur für
die Abstände und nicht für die Positionswinkel, denn es sind
die Beobachtungen in Höhen über 45 Grad angestellt, und in
diesem Falle beträgt die Refraction nur einen Bruchtheil einer
Bogenminute, während die wahrscheinlichen Fehler bedeutend
grösser sind. Wenn die Herausgeber dieser Ansicht nur be-
dingungsweise zustimmen, so ist doch eine genaue Berücksich-
tigung der Refraction schon aus dem Grunde illusorisch, weil
die Beobachtungsbücher keinen Anhalt bieten die Fehler des
Aequatoreals in Rechnung zu bringen, und auch der Nullpunkt
des Positionskreises nur einige Male im Laufe des Jahres be-
stimmt ist.

IV. Doppelsterne und mehrfache Sterne der Cataloge von S. W.
Bumham gemessen mit dem siebenzölligen RefVactor in Galla»

rate während der Jahre 1874—1878.

Die Verzeichnisse der von Bumham entdeckten Doppel-
sterne bilden eine wichtige Ergänzung des Dorpater und Pulko-
waer Catalogs, da dieser Astronom in der geographischen Breite
von 41^50' im Stande war, bis zu Declinationen von — 30*^
zu gehen. Sie finden sich in den Monthl. Not. Bd. 33 und 34,
A.N. Nr. 2062 und 2103, Americ. Joum. 1877, Monthl. Not. Bd.
38 und 44, und Dembowski hat von den 733 Stempaaren
342 gemessen.

V. Verschiedene Doppelsterne und mehrfache Sterne mit dem
Herz'schen RefVactor zu verschiedenen Zeiten beobachtet.

Dieser Abschnitt enthält Beobachtungen von Stempaaren
aus den Catalogen von W. Herschel und J. Herschel, sowie
den kleineren von Dawes, Alvan Clark, Schjellerup und Dem-
bowski selbst; ferner von einigen Paaren, die nicht in diesen
Catalogen vorkommen. Diese Cataloge finden sich an folgen-
den Stellen: W. Herschel M.R.A.S. Bd. 35; J. Herschel M.R.A.S.
Bd. 2, 3, 4, 6, 9; Dawes Monthl. Not. Bd. 24; Alvan Clark Monthl.
Not. Bd. 17 und 20; Schjellerup A.N. Nr. 1485 und Einleitung
zu dessen Sterncatalog ; Dembowski A.N. Nr. 1736, 1979, 2086.
Dembowski's Sterne sind meistens durch Zufall, und in man-
chen Fällen dadurch hinzugekommen, dass bei bekannten
Paaren eine der Componenten wieder als doppelt erkannt wurde.
Befindet sich ein neues Paar in der Nähe eines solchen aus den
Catalogen 2^ und O-T, so ist der Nummer der Index 2 ange-
hängt. Auf Seite 379 findet man Vergleichungen von Procyon
mit einigen benachbarten Sternen.

223

VI. Vergleiehungfs-Beobachtungen einigferoiroumpolareiiDoppel-
sieme ang^estellt in Gallarate in den Jahren 1874—1878 am

Refractor von Herz.

In der Einleitung zu Bd. IX des Obs. de Poulkova ist ge-
zeigt worden, dass die Positionswinkel von Dembowski als frei
von persönlichen Fehlem zu betrachten sind. Dieses Ergeb-
niss stützt sich einerseits auf die Vergleichungen von Dembowski
zwischen seinen eigenen Beobachtungen und denen von W. Struve,
und andrerseits auf eine ähnliche Vergleichung der nahezu
gleichzeitigen Beobachtungen mit O. Struve. Bei den Abständen
dagegen ergeben sich für die Messungen von Dembowski Cor-
rectionen, die vom Abstände selbst abhängig sind, und nahezu
von demselben Betrage wie für W. Struve. Folgende Tabelle
enthält die Correction der Distanzen, welche man einer graphi-
schen Interpolation zu Grunde legen kann.

Gemessene Distanz Correction

of76

— of 102

1.58

-1- 0.016

3.16

+ 0.144

6.32

-|- 0.2i2

10.20

-ho. 199

14.14

-f 0.198

20.42

4- o.ioi

28.29

-f 0.032

Es bleibt nun noch die Frage zu entscheiden, ob die auf
diese Weise im Mittel aus vielen Beobachtungen erhaltenen
Resultate in gleicher Weise an einzelne Messungen anzubringen,
oder ob vielleicht die Messungen von Dembowski systematischen
Fehlem unterworfen sind, die wie bei O. Struve von der Rich-
tung gegen den Vertical abhängen. Dembowski hat zu der
Beantwortung dieser Frage vom Jahre 1874 ab eine kleine
Zahl von Doppel stempaaren in der Nähe des Pols beobachtet,
unter denen alle Struve'schen Klassen und noch einige von
grösserer Distanz vertreten sind. Er wollte anfanglich jedes
Paar in 16 verschiedenen um 22^/2 Grad entfernten Richtungen
messen, später jedoch hat er die Messung desselben Stem-
paares möglichst gleichmässig über verschiedene Stundenwinkel
vertheilt ICränklichkeit und die Beschäftigung mit Paaren von
schneller Bewegung haben ihn daran gehindert, den Plan in
der gewünschten Vollständigkeit durchzuführen. Die Zahl der
Richtungsbeobachtungen beträgt 613, die der Distanzmessungen
306, und es sind hauptsächlich die ersten fünf Klassen ver-
treten, deren Messungen ein ausgezeichnetes Mittel zur Be-
stimmung der systematischen Correctionen liefern.

Dembowskj hat diese Messungen nur bei günstiger Luft-

beschaffenheit angestellt; die Vergrössening
Distanz für diese wie für at!e anderen Messungen
5pofach bis za i4ofach hinab.

Die wahrscheinlichen Fehler berechnet Shdanow
folge nderm assen :

Ga Ilarate

KUsse

Mittlere
Distanz

•

o.'58

ofojB

1:40

Of014

I-3S

0.064

I.12

0.026

2.77

0.065

0-57

0.027

6.16

0.083

OufO

0.043

11.37

0.114

0-37

0.077

Im Vergleich mit den Fehlem für W, n. O. Struve {Obs. de
Poulkova IX p. 152) ergibt sich die ausserordentliche Genauig-
keit der Dembowski'schen Messungen, das Verbältniss der
Genauigkeit ist 2 zu 1 für die Distanzmessungen und 5 zu i
für die Po sitions Winkel. Dembowski's Messungen sind aller-
dings immer unter guten Luftverhältnissen gemacht, bei den
Struve'schen Messungen dagegen waren dieselben viel ungün-
stiger; auch beziehen sich Dembowski's Messungen auf die
Lucidae, während die wahrscheinlichen Fehler für Dorpat und
Pulkowa zum grossen Tlieil auf Messungen der Reliquae, also
von Sternen beruhen, bei denen die Schwäche des Begleiters
zur Vergrösserung der Fehler beiträgt. Andererseits ist aber
auch hervorzuheben, das» die Messungen von Dembowski ihrem
Zwecke gemäss absichtlich unter möglichst verschiedenen Stun-
denwinkeln, die Struve'schen Messungen dagegen meistens in
der Nähe des Meridians, also nicht unter so verschiedenen
Winkeln gegen den Vertical angestellt sind. Wenn trotzdem
die Fehler für Dembowski so klein ausfallen, so folgt daraus,
dass die systematischen Fehler viel kleiner sind als es nament-
lich bei O. Struve der Fall ist.

Shdanow in Pulkowa hat für sämmtliche Sterne die Ab-
weichungen der einzelnen Beobachtungen gegen ihren Mittel-
werth für die einzelnen Klassen nach dem Winkel ip gegen
den Verücal geordnet und dabei die Voraussetzung gemacht,
dass die systematischen Fehler für die Winkel <p und 180° + ^
dieselben sind. Es zeigt sich dabei nirgendwo eine ausge-
sprochene Abhängigkeit weder der Position swinkel noch der
Distanzen von dem Winkel ip, man kann daher die Messungen

225

Dembowski's als frei von systematischen Fehlem betrachten.
Geht man jedoch näher auf die Einzelheiten in den Beobach-
tungsbüchem ein, so bemerkt man in vielen Fällen einen con-
stanten Unterschied in den Positionswinkeln für die Werthe q)
und 180^-+- q>; es sind deshalb diejenigen Stempaare, bei
denen der Unterschied der Helligkeit der beiden Componenten
mehr als 1.5 Grössenklassen beträgt, nach 24 Richtungen in
Abständen von 15 Graden gruppirt und die Klassen I, II, III
und IV, V, VI zu 2 Gruppen mit einander vereinigt. Bedeuten
^o die beobachteten Positionswinkel und ^m das Mittel aller
Beobachtungen desselben Paares, a das Mittel der Abweichungen
^o — ^m för die ersten zwölf Richtungen q> = oP, 15° • • • 165**,
und a! fm g)= 180**, 195° . . . 345**, n und »' die Zahl der Be-
obachtungen, so erhält man folgende Uebersicht:

Klasse I, II,

Klasse IV, V,

tp a

n' a' — a

1
■

a'—a

or— o?4o

1
— o?64 5 \ — o?24

H-0?20

■

I i4-o?6o

4-0?40

15 —0.30

3 1-1-1.72 7 -f-2.02

4-0.69

4 - 0.38

— 1.07

30 1 + 0.38

8 — 0.56 7 . — 0.94

-fo.So

— 0.62 1 5

— 1.12

45 '-f- 0.18

6 I — 0.95 4! - 1.13

-♦-0.80

2 ! — 0.30

— I.IO

60 -j- 0.63

ioi-f-0.44 5 1— 0.19

+ 1.50

I , —

75 —0.23

7 ' — 0.70 10

— 0.47

4-1. 18

5 — i.oo

— 2.18

90 j H- 0.60

6 , — 3.20

— 3-8o

— — 0.65

—

105 . 4- 1.34

— 0.80 ! 12

— 2.14

4-1.03

3 | — 0.14

— 1.17

120 -i- 1-22

5!— 0.28 ; 5

— 1.50

— 0.25

2 —0.33 3 ;— 0.75*)

135

-h 1.06

9 ' — 0.90

3 - — 1.96

— 0.32

3 — 0.06 5 '4- 0.26

150 -f-0.43

' 8 i — 0.24

6 i — 0.67

0.00

3 — 0.40 I ' — 0.40

165

— 1.02

— 0.62

. 5

-4-0.40

4-0.35

— 0.30

— 0.65**)

Die Unterschiede a! — a sind in beiden Reihen vorzugs-
weise negativ und für grössere Distanzen nur wenig kleiner,
während man hierfür eigentlich erheblich kleinere Werthe hätte
erwarten sollen. Dass dies nicht der Fall ist, rührt wohl daher,
dass bei grösseren Distanzen schwächere Vergrösserungen an-
gewandt sind, und daher die Abstände im Gesichtsfelde bei
engeren und weiteren Paaren nicht so ungleich erscheinen.
Vielleicht hat zu diesem Ergebniss auch der Umstand bei-
getragen, dass unter den verglichenen Stempaaren der Hellig-

*) So im Druck Vol. I, S. 389, und nach gefälliger Mittheüung von
Herrn Professor Schiaparelli schon in Dembowski's Manuscript.
**) S. 389 steht durch einen Druckfehler — 0.69.

226

keitsunterschied bei den weiteren Paaren bedeutend grösser
war als bei den engeren. Es ist kein Grund vorhanden, die
beiden Gruppen von einander zu trennen; bei der Vereinigung
verschwinden dann einzelne zufällige Unregelmässigkeiten in
^en Beobachtungen noch etwas mehr und man erhält dann
Agende Uebersicht:

n^ a'

«' a'-a

a n

«'

a'—a

— o?09

9 4-0?22

90«

4-o?6o

--2?07

2?67

-ho.86

12 4-0.63

105 4- 1.26 |I2

— 0.61

17: — 1.87

ii] —0.58

12 —0.99

120 +0.77 1 7

— 0.30

8; — 1.07

8j — 0.59

9 —0.93

135 4-075 12

— 0.38 8 — 1.13

+ 0.44

51—0.27

150 —0.31

— 0.26 7 4-0.05

-0.78

14! — l.IO

•

165

— 0.68

— 0.57

4-o.li

— a lassen sich durch die Formel
- ö = — i?40 sin (9) 4- 398)

'ttel aller a ist = 4- o?34 und das aller

hier ist also zu beiden Seiten des Ver-

d man könnte für Sterne ungleicher

— o?70 sin (9 4- 3?8) anwenden, und

refahr 4*, und für engere Paare scheint

sction nicht erheblich anzuwachsen.

die Beobachtungen durch Berück-

die kaum über den w. F. einer

hinausgeht, eine Verbesserung

ungen in Gallarate von den
•jr Appendioes von W. Struve.

vski bei allen in Gallarate

, war der siebenzöllige

in optischer Beziehung

'tive Oculare von 80-

'esichtsfeld von iq/o

kreis und ein etwas

leuchtung; bei An-

t der Beleuchtung

'on der sonstigen

^l ist an dieser

nng des Po-

227

51 tions winkeis ans vier Einstellungen und jede Distanzmessnng
aus vier Messungen des doppelten Abstandes, auf beide Rich-
tungen der Schraubendrehung gteichmässig vertheilt. Seit 1864
und 1865 wurde die Z^hl der Einstellungen auf die Hälfte
verringert, dafür aber die Zahl der Beobachtungsabende ver-
grössert. In den letzten Jahren hat Dembowski auch die Stem-
paare von weniger als otj Distanz zu beobachten begonnen,
die er früher nur geschätzt hatte. Bei der Vergleichung des
Abstandes niit dem durch die Fäden hergestellten Räume
von 1* lielen dieselben meistens zu gross aus, während die
nach dem Augenmaass geschätzten beständig o7i bis o'2 zu
klein geriethen. Um eine Voreingenommenheit zu vermeiden
hat Dembowski eine Schätzung der Distanz immer der wirk-
lichen Messung vorau^ehen lassen.

Das Mikrometer war von der gewöhnlichen Merz'schen Con-
struction; die Scala war in 50 Umdrehungen eingetheilt und
umfasste einen Bogen von 105416, welcher Werth aus Durch-

traiiD«lienhHrhtiin(ri!n von Polstemen und durnli MuRRiino-p.n narh

22d

also ungefähr so wie bei W. Struve; Dembowski hält aber
seine Messungen für weniger genau, als die wahrscheinlichen
Fehler angeben.

Zur Untersuchung der periodischen Fehler der Schraube
hat Dembowski an der eisernen Platte kleine weisse Scheiben
von 5 Millimeter Durchmesser und lo Millimeter gegenseitigem
Abstand angebracht, dem also '/g Umdrehung oder durch
Messung des doppelten Abstandes ^/^ Umdrehung entsprach.
Ferner ist die Grösse von '/^ Umdrehung an den Doppelstemen
5 Lyrae und ^ Draconis gemessen, innerhalb der wiederholten
Bestimmungen ist aber das Mikrometer häufig aus einander ge-
nommen worden. Es hat sich ergeben, dass die vier Viertel
der Umdrehungen im allgemeinen nicht sehr von einander
verschieden sind, aber es zeigen sich Unterschiede für die
Vorwärts- und Rückwärtsbewegung der Schraube, und zwar
sind die Ungleichheiten für die letztere grösser und erstrecken
sich über die mittleren zehn Umgänge in gleicher Weise. Von
dem Ergebniss dieser Untersuchungen ist wegen der sehr häu-
figen Zerlegung des Mikrometers kein Gebrauch gemacht worden.
Gegenüber der von Dembowski für die Unterschiede bei Vorwärts-
und Rückwärtsbewegung erdachten Erklärung machen die
Herausgeber die Bemerkung, dass die Ursache darin zu suchen
sein wird, dass, wie schon Klaiser nachgewiesen hat, die End-
fläche der Schraube selbst und die Achat- oder Stahlplatte,
gegen welche die Schraube stösst, nicht rechtwinklig zur Axe
gewesen sind.

Dass dies der Fall ist, sieht man, wenn für die Vorwärts-
bewegung das Mittel der gemessenen Zwischenräume für den
ersten und dritten Quadranten mit dem des zweiten und
vierten verglichen wird, nämlich:

Reihe

I + III

II -HIV

Differenz

5 Lyrae

5*259

5^282

H- 0*023

5-267

5.275

-f- 0.008

III

Mire

5-244

5.308

+ 0.064

5-210

5-332

-f- 0.122

5.246

5-295

+ 0.049

fi Draconis

5-276

5.266

— 0.010

VII

Fäden

5.262

5.281

-1-0.019

Es zeigt sich also eine gute Uebereinstimmung, während bei
den einzelnen Quadranten Unterschiede bis zu 075 vorkommen.

Die Rückwärtsbewegung der Schrauben bei den Merz'schen
Refractoren wird sich nicht so leicht untersuchen lassen, da
dabei Berührungen von Flächen erfolgen, die durch Staub und

22g

verdicktes Oel verändert werden können; ausserdem können
auch Veränderungen in der Elasticität der Spirale stattfinden,
die bei verschiedenen Stellungen der Schraube verschieden sind.
Damit stimmt die Bemerkung von Dembowski überein, nämlich
dass bei der Rückwärtsbewegung die Unregelmässigkeiten grösser
sind. Für letztere ergibt sich durch eine ähnliche Rechnung:

Reihe

1 ■ _

Differenz

5Lyrj^f

5*456

5?o85

— o?37i*)

5.162

5.380

4- 0.218

III

Mire

5-449

5-193

— 0.256

5.438

5-104

- 0.334

. 5.222

5-320

+ 0.098

fjL Draconis

5-230

5-312

■+- 0.082

VII

Fäden

5.122

5.419

4- 0.297

Während die Unterschiede in den einzelnen Quadranten
ofSy erreichen, hat hier eine theil weise Aufhebung der Fehler
stattgefunden, aber die Ungleichheiten sind hier doch viel
grösser, als bei der positiven Bewegung. Die ausgezeichnete
Uebereinstimmung der Doppelstern-Messungen von Dembowski
würde ohne Zweifel eine noch grössere sein, wenn die Fehler
des Mikrometers geringer, oder bei den Beobachtungen selbst
auf eine Elimination der Fehler Bedacht genommen wäre.

Ueber die wahrscheinlichen Fehler der Doppelstern -Mes-
sungen am Refractor von Merz hat Dembowski folgende zwei
Tabellen gerechnet, in denen die einzelnen Spalten dieselbe
Bedeutung haben wie früher.

ihrscheinliche ]

Fehler

einer Messung für di

ie Lucidae.

Klasse

Miniere
Distanz

CO'

Zahl der Sterne

Zahl der
Messungen

Distanz Pos.-W.

Distanz

Pos.-W.

I of65

±o»o6ö

±2?35

±Of027

117

150

564

n 147

0.075

1.18

0.030

lOI

102

408

455

2.90

0.084

0.68

0.034

126

499

503

IV 5.70

0.088

0.54

0.054

115

414 415

9-99

0.104

0.46

0.080

234 235

13.91

O.IIO

0.39

0,096

210 212

19.94

0.104

0.32

O.IIO

187 • 187

VIU

28.25

0.113

0.25

0.124

213

214

*) Vol. n, S.XXVm steht durch einen Druckfehler —05271.

230

Wahrscheinliche Fehler einer Messung für die Reliquae.

Klasse

Mittlere
Distanz

OD'

Zahl der Sterne

Distanz

Pos.-W.

Zahl der
Messungen

Distanz! Pos.- W.

0*79

1.50

III

2.87

5.81

9.86

13.95

VII

19.94

27-51

±o!'o84
0.096
o.to6
0.120
0.131
0.H7
0.127
0.13 1

2?58
1.64
i.ii
0.81
0.57
0.51
0.38
0.32

4:ofo32
0.043
0.056
0.082
0.098
0.125
0.132
0.152

34
249

474
526

338
182

275
144

59
264

475
526

338
182

275
144

103

259

858

1002

1663

1697

1830

1842

"57

1164

606

609

944

950

507

510

In den Tagebüchern finden sich verschiedene Bemerkungen
über Versuche zur Auffindung und Erklärung von systematischen
Fehlern. Dembowski hat z. B. die Erfahrung gemacht, dass
die Richtung der Haltung des Kopfes bei der Messung von
Positionswinkeln keinen Einfluss hat. Eine auffallende Ab-
weichung zeigte sich am 17. April 1867, indem an diesem
Tage bei wenig günstigen Luftzuständen von 19 Doppelsternen
die Distanzen fast durchgängig, und zwar im Mittel um o?i6
kleiner als an anderen Tagen gemessen wurden; sie sind des-
halb in der Zusammenstellung ausgeschlossen worden.

Vergleichung der Messungen am Merz'schen Re-
fractor mit denen von W. Struve. Dembowski hat in
seinen Papieren für alle in Dorpat und Gallarate gemeinschaft-
lich beobachteten Sterne mit Ausnahme derer von bekannter
Bewegung die Unterschiede £ — J in Positionswinkel und Di-
stanz zusammengestellt mit Vernachlässigung der Praecession,
die nur in seltenen Fällen von Bedeutung sein kann. In A.N.
Nr. 2195 und 2199 findet sich eine Liste von Sternen des
Dorpater Catalogs, in der ein Unterschied von mehr als ± o?5
in Distanz und ±: 5?o in Positionswinkel als Anzeichen einer
relativen Bewegung betrachtet wird. Die Herausgeber sind der
Meinung, dass für die ersten beiden Klassen der Distanz die
Grenze von 5° vielleicht zu niedrig, für die Klassen VI, VII
und VUI dagegen zu hoch, und für die letzteren Klassen
wiederum der Unterschied von o?5 zu niedrig genommen sei,
und haben deshalb die von Dembowski aufgestellte Tabelle
in der Weise abgeändert, dass für die verschiedenen Klassen
der Lucidae und der Reliquae Grenzen der Fehler proportional

len zu erwartenden wahrscheinlichen Fehlern angei
ind, nämlich

Klas.,e

Luddae

Reliquae

Lueidae

Reliquae

orj

Of3

0-4

111

0.5

oö

0.6

'■5

VII

0.7

VIII

0.7

'■5

Es folgt dann ein Verzeiclmiss von 556 Sternen, für welche
lie festgesetzten Grenzen überschritten werden, unter diesen bei
54 in beiden Coordinaten, wo also eine Bewegung noch wahr-
chcitilicher ist; 6 Paare, nämlich £ 2, 2367, 2384, 2400, 2653
ind 3124 waren zv Dembowski's Zeiten durch die Bewegung
n einfache Sterne verwandelt. Bei schwachen Coniponenten
;onnten manche dieser Unterschiede auch von Beobachtungs-
ehlern herrühren, es ransste daher die l^ntscheidung von Fall
;u Fall, zuweilen auch mit Benutzung der Messungen anderer
ieobachter getroffen werden.

Mittelwerthe der Unterschiede S — J.

Distanren

Position stt-inke]

Z»h1

Luiidae 1 Reliquae

Lueidae Reliquae

Lu.,'r.i.

—oroig ioToii —otogi ±0^021

— o![3 ±o;7i)l+o;io +o;92

■J.

+ 0

089 + 0,01 1 + 0.020 + 0.005

+ 1.26 +0.36 + 0.75 ±0.lJ

III 190

+ 0

044 ±0.007+0.004 ±0.001

+ 0.17 ±o.io'+o.i4 +0.05

131404

-0

001 zto,oo5 — 0.013 ±0.003

— 0.32 ±o.o6[+o.os ±0.03

131 4S8

-0

005 ±0.011 ±0.027 ±0.005

— 0.03 +0.06'— 0.19 ±0.03

S130S

-0

008 ±0.009 + 0.027 ±o.ooS

- 0.05 +0.041—0.11 +0.04

53173

+ 0

023 ±o.oo9±o.o[i +0,007

— 0.04 ±o.03|— 0.01 +0.02

ss^t-a

+-0

008 ±o.ou+ooi7 ±o.oro

-1-0.16 ±0.03+0.08 ±0.02

Die Resultate in Bezug auf die erste Klasse sind mit denen
1er übrigen nicht vergleichbar, theils wegen der grossen Zahl

Vjcitcljihriicbr. d. Aitronoid. UeielUchart. n. I 6

232

der geschätzten Distanzen, theils deshalb, weil die Beobach-
tungs weise der Distanzen wesentlich von der gleichzeitigen
Bisaction der weiter entfernten Stempaare abweicht; auch ist
bei der grossen Zahl von länglicheit und keilförmigen Paaren
die Messung der Positionswinkel eine eigenartige, und schliess-
lich werden sich gerade in dieser Klasse die meisten Fälle von
Bahnbewegungen finden. Für die Sternpaare von grösserem
Abstand als i" stimmen die beiden Beobachter sehr nahe
überein, mit Ausnahme der Klassen 11 und 111 der Lucidae-
In diesen beiden Fällen und besonders in dem ersten scheint
der Unterschied reell zu sein, und die Vergleichung mit den
Rcliquae lehrt, dass die Helligkeit nicht ohne Einfluss auf die
Messung von kleinen Distanzen ist, während von Klasse IV an
kein solcher Einduss zu erkennen ist.

r Be.

chtu

1 Me

Refractor mit denen von Otto Strtive und absolute
Correctionen. Der Inhalt dieses Artikels ist nahezu wörtlich
der Einleitung zu Bd. IX der Obs. de Poulkova pag. 141 — 142
entnommen. Diese Vergleichung gründet sich hauptsächlich
auf Sterne des Pulkowaer Catalogs OS und umfasst für O. Struve
die Beobachtungen aus dem Zeitraum 1843—1853, während
die von Dcmbowski aus den Jahren 1865 — 1869 herrühren.
O. Struve hat unter den drei Zeiträumen, in welche seine Dop-
pel sternro essungen zerfallen, den mittleren von 1843 — 1853 ge-
wählt, weil in diesem die Mehrheit der mit Dembowski gemein-
schaftlichen Sterne gemessen ist.

Mittelwerthe der Unterschiede 0£ — ^.

Millk-rc

O^ilHÜj—J

Zahl der

Dislanz

Distanzen P<»ilLo

iswinkel 1!

Disl.

POS.-W.

O^yb

—ofogH ±ofoi3 — j;;;

±o;42 '

..58

-0.056 ±0.013 -2.1.2

±0.33

3.16

— 0

0,8 ±o.oit, -2.79

±0.43 ;

(..J2

+ 0

001 ±0.017 -'■■8

+ 0.30

10.20

- 0

oo(i ±0.015. —0-51

±0.14 ,

14.14

+ 0

061 ±0,038^ — O.IO

±0.16 j

20.4!

— 0

021 ±0041 -0.41

±o.i8 !

2S.29

-0

050 ±0.039: —0.12

±0.07 '

■3

und mit Berücksichtigung der absoluten Correction für 0. Struve
ergeben sich die

233

Absoluten Correctionen der Messungen in Gallarate.

Mitüere

; I.

Positions-

Distanz

! Distanz

winke!

Distanz

0*76

— ofo55

4-o?98

— 0fi49

1.58

+ 0.006

4-0.48

4- 0.025

3.16

-f-o.117

— 1.19

4-0.172

6.32

4-0.211

-0.60

4- 0.233

10.20

4-0.176

— 0.16

4-0.222

14.14

+ 0.214

4-0.08

-f 0.181

20.42

4- 0.084

— 0.19

4-0.118

28.29

0.000

— 0.08

4- 0.064

Die Dembowski'schen Positionswinkel sind also frei von
systiematischen Fehlern, und die Correctionen der Distanzen
befinden sich in Uebereinstimmung mit einer anderen Unter-
suchung in den Obs. de Poulkova, bei der die absoluten Cor-
rectionen 0£f mit den Differenzen £ — 02^ verbunden, die
Correctionen £ und mit Hülfe der Differenzen £ — J die
absoluten Correctionen J in der letzten Spalte der voran-
gehenden Tabelle geben. Das Mittel dieser beiden Corrections-
reihen findet man im ersten Bande im Abschnitt über die Ver-
gleichungsbeobachtungen.

Eine Vergleichung von O. Struve und Dembowski an Sternen
der Herscher«chen Klassen V und VI gibt:

Grenzen

der
Distanzen

.Zahl der

Ver-
gleichungen

Mittlere '
Distanz

OZ—J

32»— 64" '
64 —128
>I28 I

48
20
10

42*8

85.1

199.3

— o5oi9

— 0.046

— 0.174

Die Distanzen von Dembowski sind also um etwa den
1 600 sten Theil grösser als die Struve'schen. Dieser Betrag
liegt aber noch innerhalb der wahrscheinlichen Fehler.

Vergleichung der Beobachtungen am Refractor von
Merz mit denen einiger anderen Beobachter.

T. Dembowski hat seine Beobachtungen mit den nahezu
gleichzeitigen von Kaiser (Annalen der Sternwarte in Leiden

16* .

234

Bd. HI) verglichen, nämlich mit den Distanzen an dem gegen
sein eigenes seht zurückstehenden Fadenmikrometer und an
Airj-'s Doppelbild -Mikrometer. Die Unterschiede sind be-
sonders für das Fadenmikrometer sehr ausgesprochen; die Un-

235
Mitteiwerthe der Unterschiede Sp — d.

KUSSB I Dislanz ' Pos.- Wink.' Zahl

rv.v 1-0.013, —0.31 : iS

Bei der Schätzung der Helligkeit der Sterne liat Betn-
bowski 1 2 Grossenklassen unterschieden. Die Vergleichung mit
den Grössen in dem Dorpater und Pulkowaer Catalog findet
sich auf Seite XLV der Einleitung zu diesem Bande.

Dembowski hat eine Reihe Interessanter Aufzeichnungen
über eigenth um liehe Unregelmässigkeiten der optischen Bilder
der Sterne gemacht. Eine häufiger beobachtete Erscheinung
war die, dass die Bilder der beiden Componenlen, zuweilen
auch nur eines, nicht punktförmig waren, sondern die Gestalt
eines gleichseitigen Dreiecks hatten, dessen eine Seite parallel
zum Horizont oder zuweilen etwa 30 Grad dagegen geneigt
lag, und an dessen drei Seiten sich wieder eine Reihe jjarallel
damit liegender und immer kürzer werdender Linien anschloss,
so dass auch diese gleichseitige Dreiecke bildeten, deren
Grundlinien den Dreieckssuiten dos Hauptbildes parallel
waren. Häufig entstanden auch neben den kreisförmigen Bil-
dern an einer odfr an mehreren Seiten kleinere Lichtpunkte
oder Verlängerungen, und der Ort der letzteren fiel zuweilen
mit der Windrichtung zusammen ; eine andere mehrfach beob-
achtete Erscheinung bestand darin, dass eine der Componenten
von engen Doppelstemen als Scheibe erschien, welche die des
Begleiters zu einem grösseren Theile überragte, vas besonders
bei verschiedenfarbigen Sternen auffallend war. Ein ganz be-
sonderes Bild bot sich im Januar 1871 bei dem Suchen nach
einem Begleiter von Procyon. Die Luft war nicht gerade sehr
gut, aber doch ruhig, die angewandte Vergrösserung 1 40, Pro-
cyon im Meridian, gut bestimmt, aber doch hin und wieder
in DreiecksfortD. Das Gesichtsfeld von 15' zeigte ein granu-
lirtes Licht, dessen Helligkeit vom Mittelpunkt bis zur Grenze
des Feldes abnahm. Procyon war von 6 Lichtpunkten in Form
von Sternen zehnter Grösse und in i.'s Entfernung vom Mittel-
punkt umgeben, die ein gegen den Vertical etwa um 30° nach
links geneigtes Sechseck bildeten; dieselbe Neigung hatte auch
das von Procyon selbst gebildete Dreieck. Die Erscheinung

236

blieb etwa 15 Minuten unverändert. Diese Unregelmässigkeiten
dauerten meistens einige Zeit und verschwanden dann; bei
Anwendung anderer Oculare zeigte sich die Erscheinung in
derselben Weise. Dembowski gibt den Grund dieser Erschei-
nungen nicht an; Ref. hat bei dem Lesen der eingehenden
Beschreibung der verschiedenen Wahrnehmungen die Vorstel-
lung gewonnen, dass man es hier mit einer ungleichen Tem-
peraturvertheilung im Fernrohre zu thun hat, die eine unregel-
mässige Refraction im Glase und Veränderungen in der Stel-
lung der Linsen des Objectivs und einen Druck der Flächen
gegen einander zur Folge hat. Es würde dann zu erwarten
sein, dass diese Erscheinungen besonders bei Beginn des Beob-
achtungsabends bald nach dem OefFnen des Thurraes und an
heissen Sommertagen stattfanden, eine nähere Betrachtung der
Jahres- und Tageszeiten hat jedoch gelehrt, dass ein solcher
Zusammenhang nicht vorhanden ist und die Erscheinungen
auch inmitten der Nacht auftreten.

. Am Schlüsse dieses Bandes findet man die sehr nützliche
Zusammenstellung der genäherten Oerter der drei Cataloge £,
OZ und OZ" auf 1880.0 reducirt.

Wilhelm Schur.

Astronomical papers prepared for the use of the American

Ephemeris and Nautical Alraanac. Vol. II, parts III and IV. Velocity oi
light in air and refracting media. Washington 1885. 1 52 S., 8 Tafeln. 4*.*)

Bereits bei Gelegenheit der vor 6 Jahren erfolgten Ver-
öffentlichung der Michelson'schen Lichtgeschwindigkeits-Bestim-
mung in dem ersten Bande dieser für die Astronomen so
überaus werthvollen Sammlung von astronomischen Unter-
suchungen hatte Herr Ncwcomb noch weitere Versuche über
diesen Gegenstand in baldige Aussicht gestellt. Sein Ver-
sprechen hat er nun gelöst und die Resultate seiner Arbeit in der
dritten Abtheilung der gegenwärtigen Sammlung unter dem Titel :

*) Dies Referat ist nach einem in dem Nachlasse von A. Wagner vor-
gefundenen Entwürfe zusammengestellt imd von Herrn Dr. H. v. Struve
der Redaction gütigst zur Veröffentlichung übersandt worden. Dasselbe be-
zieht sich, wie es vorliegt, nicht auf das ganze im Titel genannte Werk,
sondern nur auf den ersten, bei weitem grösseren Theil desselben, für diesen
ist es aber, wenn nicht etwa Wagner bezüglich des kurzen Kapitels 8 grössere
Ausführlichkeit beabsichtigt haben sollte, vollständig. Der Schluss des Werkes
(S. 231 — 258: A. A. Michelson, Supplementary measures of the Velocities of
white and colored light in air, water and carbon disulphide) ist gegen das
Ende des Referats nur einmal kurz erwähnt; wie so viele andere ist auch
diese Arbeit durch Wagner's vielbeklagten Tod unterbrochen worden.

D. R.

237

„Measures of the velocity of light made under direction of the
secretary of the navy during the years 1880 — Sz by Simon
Newcomb" niedergelegt. In der kurzen Vorrede zu seiner
Arbeit sagt der Verfasser, er habe gehofft bei den Resultaten
eine Genauigkeit zu erreichen, welche bei späterer Wiederholung
derselben eine Controle für die Unveränderlichkeit des ange-
wandten Maassstabes ermöglichen werde. Wenngleich er nun
die für möglich gehaltene Genauigkeit (von 5 — 10 Kilometern
auf 300000 Kilometer) nicht erreicht hat, so hat er doch ge-
wiss recht, wenn er die wirklich erreichte als vollkommen ge-
nügend für alle astronomischen Zwecke ansieht und daher von
einer weiteren Fortsetzung der Versuche seinerseits Abstand
nimmt. Er hält aber die ursprünglich angestrebte Genauigkeit
"auch jetzt noch für erreichbar, und ist gern erbötig, jedem
Physiker, der seinen Apparat zu weiteren Untersuchungen ver-
werthen möchte, dazu behülflich zu sein.

Die Einleitung, in Kapitel i, enthält eine kurze Uebersicht
der bisherigen Versuche, die Geschwindigkeit des Lichtes zu
bestimmen; Kapitel 2 eine Uebersicht des vom Verfasser ein-
geschlagenen Verfahrens und der zur bequemen Erlangung der
Resultate erforderlichen Bedingungen. Die angewandte Methode
ist im Grundprincip die Foucault'sche des rotirenden Spiegels.
Während aber bei Foucault der von dem Lichtstrahl durch-
laufene Weg sich innerhalb des Beobachtungscabinetes befand,
und daher die zu messende Ablenkung des Lichtstrahls gering
war, hat der Verfasser seine Versuche so abgeändert, dass dieser
Weg mehrere Kilometer betragen konnte, und dass demgemäss
die direct zu messenden Grössen dieser Entfernung entsprechend
grösser gemacht werden konnten. Eine anderweitige Abände-
rung bestand darin, dass im Gegensatz zu dem Foucault'schen
Arrangement die Emissionslinse zwischen den Spalt und den
rotirenden Spiegel verlegt, sowie dass zur Beobachtung ein be-
sonderes Femrohr angewandt wurde, um eine störende Be-
leuchtung des Gesichtsfeldes durch das vom Spalt ausgehende
helle Licht zu vermeiden. Den einfachen Spiegel ersetzte New-
comb durch ein polirtes Stahlprisma mit quadratischer Basis;
damit erlangte er nicht nur eine grössere Festigkeit desselben,
sondern auch eine bedeutende Vergrösserung der Helligkeit
des Bildes, indem auf diese Weise während einer Umdrehung
der Axe statt einer vier reflectirende Flächen in Wirkung traten.
Die Drehung des reflectirenden Prismas wurde, wie auch schon
bei den Michelson'schen Versuchen geschehen, mit Vermeidung
jedes treibenden Räderwerks, welches zu leicht ein Zittern des
rotirenden Spiegels hervorbringt, durch directe Einwirkung einer
Luftturbine auf an dem Prisma befestigte Windflügel bewirkt.

-«•

239

bestimmt wurde, betrug ungefähr 3000 Meter. Als Aufstellungs-
ort für die festen Spiegel wurden nach einander zwei ver-
schiedene Localitäten gewählt, die eine auf dem Grundstück
der Washingtoner Sternwarte, die andere neben dem Fuss des
Washington-Monumentes. Als Grundlage der Aufstellung dienten
an beiden Orten solide Backsteinpfeiler mit Steinplatten, die
sich circa 10 Fuss über den Erdboden erhoben und durch ein
Gerüste mit erhöhtem Fussboden mngeben waren. Die Berich-
tigung der Lage der festen Spiegel machte einige Mühe. Es
wurde versucht, sie mit Hülfe von Collimatoren , die in der
Nähe der festen Spiegel zwischen diesen und dem rotirenden
Spiegel aufgestellt waren, in die richtige Lage zu bringen. Die
definitive Berichtigung musste indessen doch mit Hülfe von Sig-
nalen, die vom Beobachtungsfemrohr ausgegeben wurden, her-
gestellt werden. Wegen des bedeutenden Verlustes, den das
einfallende Licht infolge von Reflexion, Dispersion und Ab-
sorption erleidet, mussten besondere Vorsichtsmaassregeln zur
Verdunkelung des Gesichtsfeldes getroffen werden. Zu dem
Zwecke war der Raum, in welchem das Phototachometer stand,
vollkommen dunkel gemacht und ausserdem dafür Sorge ge-
tragen, dass keine Lichtstrahlen von der Seite her auf den
rotirenden Spiegel fallen konnten.

Kapitel 4 enthält die Bestimmung des Winkelwerthes der
Theilung des Bogens, der zur Messung der Ablenkung des
Lichtstrahls diente. Es ist dies der Bogen, dessen Centrum
mit der Axe des rotirenden Spiegels zusammenfallt, um welche
sich zugleich das Beobachtungsfernrohr mit zwei zur Ablesung
des Bogens bestimmten, zu beiden Seiten des Oculars be-
findlichen Mikroskopen dreht. Die Theilung war eine will-
kürliche. Der Werth dieser Theilung wurde auf zweierlei Weise
bestimmt. Das eine mal durch Messung der Winkelwerthe
zwischen verschiedenen Theilstrichen stählerner Scalen, die in
bestimmten Entfernungen von dem Drehungspunkte aufgestellt
waren, das andere mal durch Messung der Richtungsänderung
der Absehenslinie mittelst eines grossen Theodoliten. Die Mes-
sungen an den Scalen wurden in zwei Lagen des Fernrohrs
ausgeführt, indem die Ablesung derselben in einem Abstände
von 9 Metern durch Hinzufügung eines Hülfsobjectivs ermöglicht
wm-de; Ablesungen einzelner Millimeterintervalle mit dem Mikro-
meter des Femrohrs dienten zugleich zur Untersuchung und
Werthbestimmung des Mikrometers.

Die Messung der Entfernungen der Scalen machte einige
Mühe. Der Verfasser findet den Winkelwerth eines Intervalls des
gemessenen Bogens nach der inneren Uebereinstimmung aus 25
Bestimmungen mit einem w. F. von etwa '/40000 seines Betrages

240

behaftet Da indessen unter den einzelnen Messungen einige
stärkere Abweichungen vorkommen, so wurde zu grösserer Sicher-
heit der Bestimmung auch noch die zweite Methode angewandt
Da der Theodolit, mit dem der Winkel gemessen wurde, zwischen ■
den beiden Einstellungen seinen Ort ändern musste, so musste
selbstverständlich noch ein Collimator zu Hülfe genommen werden,
der die unveränderliche Richtung anzeigte. 7 Doppelmessungen
mit dem Theodoliten ergaben für den Winkelwerth eines Thei-
lungsintervalles bis auf '/,oooco denselben Wertb wie die erste
Methode, mit einem w. F., der circa '/joood des Ganzen beträgt.
Der Verfasser hat auch noch zwanzig von den bei den Messungen
in Betracht kommenden Intervallen in Bezug auf die zuJalligen
Theilungsfehler untersucht Er findet in denselben nichts von
Gesetzmässigkeit. Sie finden sich überdies so klein, dass ihre
Berücksichtigung überflüssig wird.

Das 5. Kapitel behandelt die relative Lage der Stationen.
Der passendste Ort für die Aufstellung des rotirenden Spiegels
wurde in Fort Myer gefunden. Der Ort für die Aufstellung
der festen Spiegel wurde, wie schon erwähnt, zuerst auf dem
Grundstück der Sternwarte, bei den späteren Versuchen neben
dem Washington-Monument gewählt. Die auf die Bestimmung
dieser Entfernungen bezüglichen geodätischen Messungen und
Rechnungen sind von Seiten der Küsten Vermessung ausgeführt,
und das Detail derselben im Anhang Nr. I mitgetheill. Die
Entfernung zwischen den beiden Spiegeln, beträgt im ersteren
Falle 2550. C)5 m, im zweiten 3721.21m. Einige ergänzende
Winkeimcssungen, die der Verfasser im Sommer 1884 hat aus-
führen lassen, ergaben don Werth der ersten Entfernung durch
die Messung zweier etwas von einander verschiedener Dreiecke
gleich 2550.93 m und 2551.06 m; der w. F. der allen diesen
Älessutigen zu Grunde liegenden Basis wird auf nur circa 'j'io«™
der I.änge geschätzt, während die aus den Winkelmessungen her-
rührende Unsicherheit nicht abgeleitet ist. Die Winkeimcssungen
selbst sind mit sechszölligen Gambey'schen Theodoliten gemacht.
Die zahlreichen ßedingungsgleichungen aus den vielfachen Ver-
bindungen zwischen den Endpunkten haben jedenfalls zur Ver-
mehrung der Sicherheit der abgeleiteten Entfernungen bei-
getragen.

Kapitel 6 enthalt das Detail der eigentlichen Lichtgeschwin-
digkeits-Beobachtungen und ihre Berechnung. Der Apparat wurde
im September 1 879 bei den Herren Clark bestellt und im Mai i88o
von ihnen geliefert. Die ersten Versuche, welche zur Fest-
stellung der Bcobachtungsmethode dienen sollten, konnten be-
reits Ende Juni 1 880 gemacht werden. Eine unerwartete Schwierig-
keit stellte sich bei dieser Gelegenheit in der raschen Abnutzung

241

der Räder des Zählwerks ein, da sich bei den raschen Umdre-
hungen der Rädchen kein Metall dauerhaft genug zeigte. In
roher Haut fanden die Herren Clark endlich für das erste Rad
ein Material, welches sich als vollkommen dauerhaft erwies. Nach
dieser Aenderung begannen die Versuche am 9. August von
neuem, und konnten bis zum 20. September fortgesetzt werden,
wo die Declination der Sonne zu südlich wurde. Im Frühjahr 1881
wurden die Versuche zwischen denselben Punkten for^esetzt,
dann aber die Vergrösserung der Entfernung beschlossen. Es
erforderte einige Zeit, bis man bei dem Washington-Monument
einen Pfeiler von genügender Unveränderlichkeit erhalten hatte,
so dass die Beobachtungen hier erst am 8. August aufgenommen
werden konnten. Diese Hessen zuerst die Existenz systema-
tischer Fehler entdecken, welche ihren Grund in einer vibri-
renden Torsion des Spiegels hatten, zu deren Elimination es
erforderlich wurde den Apparat umkehrbar zu machen, so dass
die relative Lage der beiden Femröhre in Bezug auf oben und
unten vertauscht werden konnte. Die Beobachtungen nach die-
sem neuen Plan wurden Ende Juli 1882 wieder aufgenommen
und bis zum 5. September fortgesetzt. Während dieser ganzen
Beobachtungsreihe waren die rein zufalligen Abweichungen der
Resultate von einander so klein, dass der w. F. einer voll-
ständigen Bestimmung unter günstigen Umständen nicht viel
grösser als '/loooo des Ganzen erhalten wurde.

Der ursprüngliche Plan, den Spiegel ein paar Minuten hin-
durch mit vollkommen gleichförmiger Geschwindigkeit laufen
zu lassen, und unterdessen in gleichen Zeitintervallen bei un-
verändertem Fernrohr eine Reihe von Einstellungen mit dem
Mikroraeterfaden des Oculars auf das reflectirte Bild zu machen,
erwies sich als unausführbar, weil es doch nicht möglich war,
für so lange Zeit dem Rotiren des Spiegels eine genügende
Gleichförmigkeit zu geben. Dagegen stellte sich bald heraus,
dass es möglich war, die Rotationsgeschwindigkeit so zu regu-
liren, dass das Reflexbild längere Zeit auf dem vorher ein-
gestellten Mikrometerfaden verblieb. Das Gebläse war nämlich
so eingerichtet, dass es nicht nur auf je ein oberhalb und
unterhalb des rotirenden Spiegelprismas sitzendes Windflügelrad
aus zwei diametral gegenüber sitzenden Röhren den Luftstrom
wirken liess, sondern es waren auch ganz analog gestellte
WindöfFnungen vorhanden, durch welche man die Luft genau
in entgegengesetzter Richtung ausströmen lassen konnte. Durch
Oeffnen und Schliessen der Ventile, die der Beobachter am
Femrohr in seiner Gewalt hatte, konnte derselbe nicht nur die
Rotationsrichtung des Spiegels bestimmen, sondern er war auch
im Stande, wenn die Rotationsgeschwindigkeit sich nach Oeff-.

242

nung des einen Ventilsystems der gewünschten Geschwindigkeit
und somit das Reflexbild dem eingestellten Mikrometerfaden
zu nähern anfing, dadurch, dass er gleichzeitig eine schwache
entgegengesetzte Luftströmung auf die Windflügel wirken Hess,
das Bild genau auf den Faden zu bringen und längere Zeit
hindurch auf demselben zu erhalten. Nachdem das Beobachtungs-
femrohr auf die gewünschte Einstellung an dem einen Ende
des Bogens, welche einer Ablenkung des Bildes durch die
positive Rotationsrichtung entspricht, gebracht war, wurde das
Gebläse in Gang gesetzt. Sowie das Bild sich der gewünschten
Einstellung zu nähern begann, wurde der Chronograph, welcher
die Geschwindigkeit registrirt, in Bewegung gesetzt, und so-
bald das Bild sich der Mitte zwischen den beiden Mikrometer-
faden näherte, fing der Beobachter an fortlaufende Signale
auf dem Chronographen zu geben, welche aufhörten, sobald
die Einstellung eine befriedigende war. Sowie die geringste
Abweichung des Bildes von der Mitte der Fäden sich zeigte,
wurde diese durch Reguliren des Luftstromes vermittelst des
Ventiles corrigirt, damit, wenn nicht früher eine Störung ein-
trat, gegen zwei Minuten lang fortgefahren und dann dieser
Beobachtungssatz durch Unterbrechung des Stromes auf dem
Chronographen geschlossen. Dann wurde die Ablesung ge-
macht (wozu die Fenster geöffnet werden mussten und das
Zimmer zu erhellen war) und die Registrirung auf dem Chrono-
graphen geprüft, worauf das Beobachtungsfernrohr auf das einer
negativen Ablenkung des Lichtstrahls entsprechende Ende des
Bogens eingestellt und die Beobachtung in derselben Weise
bei entgegengesetzter Rotationsrichtung des Spiegels wieder-
holt wurde. Die Vergleichung zweier solcher Sätze bestimmte
die Lage des Nullpunktes des Bogens und ergab somit eine
vollständige Bestimmung der Zeit, welche das Licht zum Zurück-
legen des Hin- und Rückweges gebrauchte.

Der Chronograph hat einen rotirenden Cylinder, der eine
Umdrehung in ungefähr 10' macht. Die Grösse der Secunden
beträgt ungefähr 6 Centimeter. Bei der mittleren Geschwindigkeit
des rotirenden Spiegels erfolgen 7 bis 8 Signale des Apparates,
welche, wie schon erwähnt, je 28 Umdrehungen des Spiegels
in der Secunde verzeichnen. Der Abstand dieser Signale be-
trägt meist im Mittel etwa ^/^ Secunden. Die Secundensig-
nale, welche von einem Chronometer gegeben wurden, be-
trugen ungefähr '/^ Centimeter und unterschieden sich also
merklich durch ihre grössere Länge von den dicht auf einander
folgenden Signalen des Apparates. Bei der in Amerika üblichen
Einrichtung des Chronographen, wo Uhr- und Beobachtungs-
signale durch ein und dieselbe Feder verzeichnet werden,

muss es also öfters vorkommen, dass Uhr- und Apparatsignale
sich decken; dieses hat aber nicht viel zu sagen, da immer
genug Secundensignalc zu finden sind, deren Anfang nicht
durch die Apparatsignale verdeckt ist.

Die relative Lage jedes zehnten Secundensignals gegen
die beiden benachbarten Rotationssignale wurde bis auf
Hundertel des Abstandes der Rotationssignale abgelesen,
wenn auch die Unsicherheit der Ablesung ein paar Hun-
dertel betragen haben kann. Als mittlerer Werth der Ge-
schwindigkeit wurde die ganze Anzahl der Umdrehungen
dividirt durch das Zeitintervall angenommen. Anhang II gibt,
damit man sich eine Vorstellung von der Gleichförmigkeit der
Bewegung und der Sicherheit ihrer Bestimmung machen könne,
in extenso die chronographischen Ablesungen aus dem Jahre
1882. Ref. hat daraus die Anzahl der Umdrehungen während
der je ersten und letzten 10 Secunden mit der mittleren Zahl
der Umdrehungen während desselben Satzes verglichen und
findet in der That, dass im Mittel der w. F. der mittleren An-
zahl der Umdrehungen für einen einzelnen Satz nur etwa '/,oooo
dieser Zahl beträgt.

Die beiden Mikroskope, mit denen die Scalen abgelesen
wurden, hatten keine Mikrometer, sondern je 4 parallele Fäden
in Abständen von je 2'!^, Es wurde vor der Beobachtung ein
Strich der Theilung nahe auf die Mitte des mittleren Faden-
paares des rechten Mikroskops eingestellt und nach gemachter
Beobachtung der Abstand der Striche in beiden Mikroskopen
nach diesen Fadenabständen geschätzt. Die Constanz der ge-
schätzten Bruchtheile in dem Abstände der beiden Mikroskope
zeigt, dass der zufallige Ablesefehler des Bogens nur wenige
Bruchtheile einer Secunde betragen hat; von der Ermittelung
des Scalenwerthes des Bogens ist in Kapitel 4 die Rede ge-
wesen.

Die nun folgende Zusammenstellung auf S. 172 bis S. 191
enthält alle Daten zur Ableitung der Zeit, welche das Licht ge-
braucht hat, um den doppelten Weg vom und zum festen Spiegel
zurückzulegen, und das Resultat jeder einzelnen Beobachtung,
die, in Milliontel der mittleren Zeitsecunde ausgedrückt, im
ganzen in 5 Ziffern angesetzt ist. Die Zeit beträgt im Mittel
für die Station Sternwarte 17.028 Milliontel Secunden
Washington-Mon. 1881 24.834 » »

» » 1882 24.827 » >

Auf der Station Sternwarte sind von Herrn Newcomb 1 54 Sätze

» Michelson 147 »
undauf der Station Wash.-Mon. » » » Newcomb 122 »

» Holcombe 88 >

•^^. ^

244

erhalten worden, welche für die erste Station 1 50, für die letztere
105 Einzelbestimmungen der Lichtgeschwindigkeit ergeben haben.
Von diesen mussten 3 in der ersten und 2 in der letzten Reihe
ausgeschlossen werden, weil während der Beobachtung offenbar
kleine Verstellungen des Nullpunktes des Instruments stattge-
funden hatten. Das Mittel aus allen würde übrigens, wenn man
den Einzelbestimmungen gleiches Gewicht geben wollte, durch
Berücksichtigung derselben nur um weAiger als ^/looooo des Ganzen
geändert werden.

Ausser den direct beobachteten Daten enthält die Ueber-
sicht für jede Beobachtung noch die geschätzte Qualität des
Bildes und ein geschätztes Gewicht des Resultates, welches
dazu benutzt worden ist um die Einzelresultate zu Tagesmitteln
zu vereinigen.

Kapitel 7 enthält die Discussion der Resultate.

Interessant ist die Bemerkung des Verfassers, dass bei still-
stehendem Spiegel kein deutliches Spaltbild zu erhalten war,
da es in diesem Falle oft breiter als die festen Spiegel selbst
erschien. Es ist dies der Grund, weshalb der Verfasser auf
die directe Bestimmung des Nullpunktes verzichten musste, denn
ein correctes Bild des Spaltes erhielt man nur bei Hin- und
Herbewegen des Spiegels durch die Normallage, es war aber
unmöglich, bei langsamer Bewegung, die aber doch die Licht-
eindrücke genügend verschärfen und andere folgen lassen musste,
eine hinreichende Gleichförmigkeit derselben zu erzielen, um
den Ort des Bildes unveränderlich zu erhalten. Ueberhaupt
wurde bemerkt, dass es um so leichter war, den Ort des Bildes
unveränderlich zu erhalten, je rascher die Bewegung war, und
die Veränderlichkeit nahm sehr rasch zu, wenn die Geschwin-
digkeit erheblich weniger als 200 Umdrehungen in der Secunde
betrug. Deshalb wurden die Geschwindigkeiten auch weniger
variirt als es wünschenswert!! gewesen wäre, um die von der
Bewegungsrichtung und Geschwindigkeit abhängigen Störungs-
ursachen zu studieren. Die erhaltenen Resultate zerfallen in
drei Gruppen, welche durch Umarbeiten der Zapfen, den
Wechsel der Stationen, und ausserdem durch die zuletzt ein-
geführte Reversibilität des Apparates getrennt sind. S. 193
und 194 enthalten die einzelnen Tagesmittel für diese 3 Reihen,
deren Gewichte nicht gleich der Summe der Gewichte der Sätze,
sondern unter Berücksichtigung des Umstandes, dass die Beob-
achtungen jedes Tages mit constanten Fehlern behaftet sein
können, angesetzt sind. Es enthält

Reihe I 26 Tagesresultate
» II 6
» III 13 »

245

Die innere Uebereinstimmung dieser Reihen ist derart, dass
aus einer jeden derselben ein w. F. von nur circa '/ 40000 bis
'/50000 des Ganzen folgen würde; die Unterschiede der aus jeder
dieser 3 Reihen folgenden Lich^eschwindigkeiten 299615, 299682
und 299766 Kilometer übersteigen aber diese w. F. ganz er-
heblich. In der letzten Reihe, für welche der Verfasser die
Form der Zapfen, um welche der Spiegel rotirte, für am voll-
kommensten hält, wurden, wie schon früher bemerkt, die Be-
obachtungen so angestellt, dass bei verschiedenen Versuchen
das Emissions- und das Beobachtungsfernrohr ihre Lage mit
einander vertauschten, um dadurch etwaige Wirkungen einer
Torsionsvibration zu eliminiren. Ein Unterschied zwischen den
Resultaten dieser beiden Lagen ist nicht erkennbar.

Der Verfasser untersucht nun, in wie weit die Voraussetzungen,
die gemacht werden mussten, um aus den Beobachtungen die
Lichtgeschwindigkeit abzuleiten, erfüllt worden sind, und welchen
Einfluss eine nicht genaue Erfüllung derselben auf die End-
resultate ausüben kann.

Diese Voraussetzungen sind nach dem Verfasser die fol-
genden:

1. dass die Rotationsbewegung des Spiegels gleichförmig ist;

2. dass die Figur des Spiegels unverändert bleibt;

3. dass der Reflexionswinkel dem Einfallswinkel immer
gleich ist;

4. dass die Richtungsänderung zwischen dem ausgesandten
und dem reflectirten Lichtstrahl durch die Winkelbe-
wegungen des empfangenden Fernrohres um die Axe
des rotirenden Spiegels richtig gemessen wird.

Aus Betrachtungen über die Beschaffenheit des Bewegungs-
mechanismus des rotirenden Spiegels findet der Verfasser, dass
die Maximaländerung in der Rotationsgeschwindigkeit, wenn
sich der Spiegel mit einer mittleren Geschwindigkeit von
200 und einigen Umdrehungen in der Secunde bewegt, höch-
stens auf '/36000 dieser Geschwindigkeit gehen kann, eine Quan-
tität, die gewiss . unberücksichtigt bleiben darf.

Aenderungen in der Figur des Spiegels können allerdings
von Einfluss auf die Resultate sein, da die ausgesandten und
die zurückkehrenden Strahlen nach der Einrichtung des Appa-
rates von verschiedenen Theilen der Spiegelflächen des doppelt
so langen als breiten rotirenden Prismas zurückgeworfen werden,
und es ^vürde in der That eine Beeinflussung der abgeleiteten
Geschwindigkeiten durch Torsionsvibrationen, welche eine mit
der Umdrehungszeit commensurable Periode haben, entstehen.

In der That meint auch der Verfasser deutliche Anzeichen
dieser Torsionsvibrationen bei den Beobachtungen von 1881

246

durch das Erscheinen getrennter Bilder von den verschiedenen
Flächen des Prismas erkannt zu haben. Seine Analyse zeigt
aber, dass der Einfluss dieser Torsionswirkungen ein entgegen-
gesetzter wird, wenn man die Lagen der beiden Fernröhre (also
Hin- und Rückweg des Lichtstrahls) mit einander vertauscht.
Deshalb glaubt auch der Verfasser, den Versuchen des Jahres
1882 (wo die Beobachtungen bei beiden Lagen der Fernröhre
angestellt wurden) den Vorzug vor den übrigen geben zu müssen.
Was die vierte Voraussetzung anlangt, so wird diese nur er^
füllt, wenn der rotirende Spiegel vollkommen eben ist. Dies ist,
wie schon erwähnt, bei dem benutzten Apparat nicht der Fall. Den
Factor, mit welchem die erhaltene Geschwindigkeit zu multipli-

ciren ist, findet der Verfasser 1+-^,?,, wo /'die Brennweite

bezeichnet, r den halben Durchmesser des rotirenden Prismas,
q die durch die Krümmung der Spiegelflächen verursachte Focal-
verlängerung des Beobachtungsfemrohrs , wenn dieses durch
den Spiegel auf unendliche Entfernung eingestellt wird. Bei
einem mittleren Betrag dieser Quantität von 1 1 mm für die
4 Flächen ergibt sich der Factor also gleich 1.00004*), oder,
in Kilometern ausgedrückt, die Correction + 12; die dem be-
obachteten mittleren Barometerstande und der mittleren Tem-
peratur entsprechende Reduction auf den leeren Raum bedingt
den Factor 1.000273, oder in Kilometern die Correction + 82,
so dass der Endwerth für die Lichtgeschwindigkeit nach den
Versuchen des Jahres 1882 299860 Kilometer wird.

Wollte man die andern Reihen auch mitstimmen lassen, so
möchte ihnen der Verfasser der Zeitfolge nach die Gewichte 2,
3, 6 ertheilen ; dann wäre das Resultat aus allen 3 Reihen 299810,
dessen w. F. auf 40 bis 50 Kilometer geschätzt werden könnte.

Der Verfasser lässt nun noch eine Uebersicht der übrigen
Lichtgeschwindigkeits-Bestimmungen folgen; es sind dies:

Michelson 1879 299910

Michelson 1882, in Cleveland 299853
und zur Vergleichung noch:

Foucault Paris 1862 298000

Comu Paris 1874 298500

Comu Paris 1878 300400

Derselbe nach Listing's Discussion 299990
Young & Forbes 1880/81 301382

♦) Durch einen Druckfehler oder Schreibfehler steht zweimal auf

S. 201 == 0.016 angegeben, während es aus den angegebenen Dimensionen

der damit stimmenden Zeichnungen -^ 0.0076 folgt; die weiter angewandten
Zahlen sind aber die richügen.

247

Als Schlussresultat der amerikanischen Untersuchungen bleibt
er bei der Zahl 299860 it 30 Kilometer stehen, welcher Zahl er
mit Nyr^n's Werth der Aberrationsconstante nach den Pulkowaer
Beobachtungen die Sonnenparallaxe 8^794 entsprechend findet.

Kapitel 8 enthält endlich noch Vorschläge zu Verbesserungen
der Beobachtungsmethodc.

Lehrbuch der sphärischen Astronomie in ihrer Anwen-
dung auf geographische Or1sbr^1immung^^ von Dr. Jo^i. Fh. Herr,
nach dessen Tode vciUendcl von Dr. Wilhelm Tinter. Wien 1887.
6^4 S. S".

Zu den Lehrbüchern über .sphärische und praktische Astro-
nomie von Brünnow, Chauvenet und Sawitsch ist neuerdings
das Herr-Tinter'sche Lehrbuch hinzugetreten. Hervorgegangen
aus dem praktischen Üedürfniss, den Hüreni am Polytechni-
schen Institute in Wien einen iliren Zwecken entsprechenden
Leitfaden in die Hand <ieben zu können, umfasst es indessen
nicht wie Brünnow und Chauvenet das ganze Gebiet der sphäri-
schen und praktischen Astronomie, sondern beschränkt sieb
wie Sawitsch auT die Anwendung derselben zu Zwecken der
geographischen Ortsbestimmungen. Speciellerc Berücksichtigung
linden dabei die für Gradmessungszwecke geeigneten Methoden;
indessen soll auch dem geogra[ihi sehen Bcdürfniss in dieser
tlinsicbt Rechnung getragen werden. Der Grund zu dem Lehr-
buche ist von Professor Herr gelegt, und rühren von diesem
auch die einleitenden, die eigentliche sphärische Astronomie
und die Zeit- und Breitenbestimmung behandelnden Kapitel
vollständig her; Azimuth- und Längen best immung waren erst
zum Theile vollendet, als der Verfasser vom 'i'ode überrascht
und die Fertigstellung des Ganzen von Professor Tinter über-
nommen wurde.

Thatsächlich neue und den Verfassern eigenthüm liehe Me-
thoden finden sich in dem vorliegenden Lehrbuche nicht; auch
die Darstell ungs weise und die analytischen Kntwickelungen

248

Verfasser selbst entnommen und ausführlich gegeben. Bei den

einzelnen Jieobachtungsmethoden sind durchweg die Einflüsse
der verschiedenen Beobachtungsfehler und etwaiger in den
Entwickelungen vernachlässigten kleinen Glieder anf ihre Be-
träge eingehend untersucht. Der Litte ratu mach weis ist für ein
Lehrbuch zu spärlich berücksichtigt

Die Entwickelung der Methode der kleinsten Quadrate ist
als einleitendes Kapitel gegeben, Rechenschemata und ein
ausführliches Beispiel — Bestimmung der Constanten der Glei-
chung eines Fühlhebels — erläutern den Gebrauch derselben.
Zu wünschen wäre, dass in derartige Lehrbücher auch die
Cauchy'sche Methode zur Bestimmung der Werthe der Unbe-
kannten aus einem System von Bedingungsgleichungen Auf-
nahme Tande. Unter Ersparung von Arbeitsaufwand bietet diese
Methode in vielen Fällen der Praxis den genügenden Grad
der Genauigkeit, — Der übrige Inhalt des Buches ist in lo
Kapitel eingetheilt, von denen die ersten fünf die sphärische
Astronomie an sich, das sechste die Instrumente und die Uhren,
und die übrigen vier die auf Ortsbestimmungen bezüglichen
Beobaclituiigsmethodcn behandeln. Indem wir die einzelnen
Kapitel besprechen, können wir uns bezüglich der ersten fünf
nahezu auf die Registerangaben beschränken, da sie nach Form
und Inhalt naturgemäss nichts Neues und von anderen Lehr-
büchern Abweichendes bieten können.

1. Kapitel. Die scheinbare Uimmelskugel und ihre tägliche
Bewegung, Sphärische Coordinaten. Transformation der sphä-
rischen Coordinaten, Besondere Erscheinungen der täglichen
Bewegung.

2. Kapitel. Die astronomischen F.phemeriden und die In-
terpol ationsrechnung. Die Entwickelung der Inteqiolationsfor-
nieln w;ire wohl besser wie bei Brünnow der Einleitung zu
überweisen gewesen, während der Besprechung der Ephemeriden
mehr Raum hätte gewährt werden können.

3. Kapitel. Vom Zeitmaasse.

4. Kapitel. Von der Parallaxe und Refraction. Bezüglich
der Refraction sieht der Verfasser von der Entwickelung des
analytischen Ausdruckes ab und beschränkt sich auf die praktische
Berechnung.

5. Kapitel. Praecession. Nutation. Aberration. Jährliche
Parallaxe der Fixslenie. Die Constanten der Praecession sind
nach Bessel, die der Nutation nach Peters gegeben,

6. Kapitel. Die astronomischen Instrumente.
Vorangestellt ist eine kurze, für den vorliegenden Zweck

aber erschöpfende Theorie der Linsencombinationen und ihrer
Verwendungen als Hülfstheile der astronomischen Messwerk-

249

zeuge. Dem Niveau ist eine sehr eingehende Behandlung zu
theil geworden. Hieran schliessen sich die Besprechung des
Nonius und des Ablesemikroskops, Die Herleitung der Formeln
zur Untersuchung von Mikrometerschrauben fehlt. Für die
Berücksichtigung der Excentricität der Kreise sind die bekannten
Formeln abgeleitet, die Bestimmung der periodischen Thei-
lungsfehler ist kurz erwähnt. Nach Abhandlung dieser Hülfs-
theile geht der Verf. auf die drei für geographische Ortsbe-
stimmungen hauptsächlich in Frage kommenden Instrumente
über.

Als Typus des Universalinstrumentes ist ein solches mit
gebrochenem Femrohr von Starke und Kammerer abgebildet
und seine Construction und Berichtigung ausführlich beschrieben.
Die Formeln zur Berechnung der Azimuthdifferenzen und der
Höhen werden abgeleitet, wobei auch eine eventuelle Neigung
des Azimuthaikreises gegen den Horizont berücksichtigt wird.
Für die Bestimmung des Collimationsfehlers sind vier Methoden
angegeben. Die verücale Biegung des Rohres ist besprochen
und an einem Beispiele erläutert

Von den Passageninstrumenten ist an dieser Stelle ein solches
von Starke und Kammerer beschrieben, seine Theorie und
Fehlerbestimmung aber den einschlägigen Methoden der Zeit-
bestimmung vorbehalten. Der einheitliche Charakter des Ganzen
wäre aber wohl besser gewahrt gewesen, wenn analog dem
Universalinstrument auch hier die Theorie abgehandelt wor-
den wäre.

Von den Reflexionsinstrumenten ist der gebräuchliche Sex-
tantentjpus näher behandelt. Nach Darlegung des demselben
zu Grunde liegenden Princips und nach Angabe der gewöhn-
lichen zur Berichtigung desselben verwendeten Methoden ist
der analytische Ausdruck für den Einfluss der Neigung der
Spiegel und der Absehenslinie des Fernrohrs hergeleitet. Die
Wirkung der prismatischen Form der Spiegel und Blendgläser
ist nur erwähnt; näher eingegangen ist auf den Excentricitäts-
fehler und dessen Bestimmung. Bei Beschreibung des Glas-
horizontes wird empfohlen, denselben nur angenähert horizontal
zu stellen und die übrigbleibende Neigung durch das Niveau
direct zu bestimmen. Von weiteren Reflexionsinstrumenten ist
nur der Prismenkreis und -sextant von Pistor und Martins
seinem Princip und seinen Eigenthümlichkeiten nach kurz be-
handelt.

Ein besonderer Abschnitt ist den astronomischen Uhren
und den Chronographen gewidmet. Instructiv wäre hier die
Aufnahme und ausführlichere Bearbeitung der Gangtabelle einer

17*

250

bekannten Pendeluhr erster Güte gewesen, um dem Leser in
dieser Hinsicht einen directen Anhalt bezüglich des zu errei-
chenden Grades der Leistungsfähigkeit der Uhren zu geben.
Näher beschrieben werden die ruhende Ankerhemmung, das
Rostpendel und das Quecksilberpendel bei den Pendeluhren,
die freie Federhemmung und die Compensation bei den Chrono-
metern. Nach Erwähnung der Uhrvergleichungen und der
Augen- und Ohrmethode bei Passagenbeobachtungen ist kurz
auf die Chronographen eingegangen, und zwar sowohl auf die
Punkt-, wie auf die Farbschreiber.

7. Kapitel. Die Zeitbestimmung. Der Verfasser behandelt
hier zuerst die Zeitbestimmung aus einer und mehreren ein-
seitigen Höhen und aus correspondirenden Höhen. Des wei-
teren geht er ausführlicher ein auf die Zeitbestimmung aus
gleichen Höhen zweier Sterne östlich und westlich vom Meridian,
und hebt die Schärfe dieser Methode gebührend hervor. Es
wäre indessen zu wünschen gewesen, dass der Verfasser an
dieser Stelle speciell auf die Zinger'sche Arbeit über diesen
Gegenstand eingegangen wäre oder doch auf sie hingewiesen
hätte, um so mehr, als dieselbe für die Anwendung ihrer Me-
thode noch besondere Hülfsmittel bietet. — Bei der hierauf
folgenden Behandlung der Zeitbestimmung aus Meridiandurch-
gängen von Sternen findet sich auch die Theorie des Passagen-
instrumentes, die, wie bereits erwähnt, an anderer Stelle zu
suchen gewesen wäre. Nach Angabe der Berichtigung des
Instrumentes werden die gebräuchlichen Reductionsformeln ab-
geleitet und die Bestimmung der Instrumentalconstanten be-
sprochen, wobei auch der Gebrauch der Miren eingehend er-
läutert wird. Für die Zeitbestimmung aus Durcligangsbeob-
achtunt^en im Vertical des Polarsternes werden die von Dollen
in seiner ersten Abhandlung gegebenen Formeln abgeleitet.
Es wäre hierbei auf die Abhandlungen von D()llen über diesen
Gegenstand hinzuweisen gewesen; Döllen wie Zinger sind nicht
einmal dem Namen nach erwähnt. — - Mit der Methode der
Zeitbestimmuno- aus beobachteten Azimuthdifferenzen zweier
Sterne schliesst dieses Kapitel.

8. Kapitel. Bestimmung der Polhöhe. Aus dem strengen
analytischen Ausdruck für die Herleitung der Breite aus Cir-
cummeridianhöhen werden die bekannten Reihenentwickelungen
von Delambre und Gauss, sowie Reihenentwickelungen für den
speciellen Fall des Polarsternes abgeleitet. Die Talcott'sche
— oder richtiger Horrowboe'sche -— Methode wird im An-
schluss an Chauvenet erläutert. Besonders ausführlich ist die
P»estimmung der Polhöhe aus Durchgangsbeobachtungen im
ersten Vertical behandelt, der ein grösserer Abschnitt gewidmet

251

ist, in welchem verschiedene bekannte Reductionsmethodeu
sehr eingehend besprochen werden.

9. Kapitel. Bestimmung des Azimuthes eines irdischen Ob-
jectes. Die hier behandelten Aufgaben sind:

a. Die directe Winkelmessung zwischen dem Polarsterne und
einem irdischen Objecte vermittelst des Universalinstrumentes.

b. Bestimmung des Azimuthes eines irdischen Objectes mit
Hülfe des Passageninstrumentes. Hierbei sind drei Fälle be-
rücksichtigt: das irdische Object liegt sehr nahe im Meridian

— es liegt weiter vom Meridian entfernt, sein Azimuth ist aber
noch kleiner als das des Polarsternes in der grössten Digression

— es liegt in einem beliebigen Azimuthe. Für den letzteren
Fall wird auch ein Verfahren von C. von Littrow in Vorschlag
gebracht, nach welchem die ]Meridianrichtung durch Zeitbe-
stimmung vermittelst des Passageninstrumentes festgelegt, das
Azimuth des irdischen Objectes selbst aber mit Hülfe eines
im Meridian des Passageninstrumentes aufgestellten Universal-
instrumentes gemessen wird, dessen Meridianpunkt durch Colli-
mirung auf das erstere gefunden wird.

c. Bestimmung des Azimuthes eines irdischen Objectes mit
Hülfe des Sextanten, Für den Fall, in welchem das Object
nur eine geringe Höhe hat, welche nicht direct mit dem Sex-
tanten gemessen werden kann, wird eine ältere Methode von
Wisniewski mit den von Knorre in Vorschlag gebrachten Nähe-
rungen besprochen, bei welcher Azimuth und Höhe des Ob-
jectes zugleich bestimmt werden, indem der Abstand der Sonne
von diesem in zwei entgegengesetzten Stundenwinkeln gemessen
wird.

10. Kapitel. Bestimmung des Längenunterschiedes zweier
Orte auf der (Oberfläche der Erde. Das Hauptgewicht ist in
diesem Abschnitte auf die Längenbestimmungen vermittelst des
elektrischen Telegraphen gelegt, über welche alles einschlägige
Material in übersichtlicher Form zusammengestellt ist. Von
den dabei in Betracht kommenden Methoden der Zeitüber-
tragung werden sowohl die Registrir-, als auch die Signal- und
Coincidenzmethode eingehend behandelt und mit Beispielen
belegt. Der Einfluss der persönlichen Gleichung ist bereits
vorher besprochen bei Erwähnung der Längenbestimmung ver-
mittelst künstlicher Signale. Die Zeitübertragung durch Chrono-
meter ist genügend berücksichtigt. Die letzten Abschnitte
dieses Kapitels sind der Theorie der Mondculminationen und
Monddistanzen gewidmet.

Wenn man auch in einem Lehrbuche mit dem Zwecke des
vorliegenden eine Theorie der Sonnenfinsternisse und Planeten-
vonibergänge füglich missen kann, so hätte doch, um die Zwecke

252

geographischer Reisender zu berücksichtigen, den Stembe-
deckungen ein Abschnitt gewidmet werden können. Für die
nämlichen Zwecke wäre auch ein Eingehen auf die für Orte
mit geringer Breite sehr vortheilhafte Methode der Längen-
bestimmung aus Mondhöhen zu wünschen gewesen, sowie auf
diejenigen Methoden, durch welche Zeit und Breite gleich-
zeitig bestimmt werden.

Bruno Peter.

L. Lange, Ueber das Beharrungsgesetz. Berichte über

die Verhandlungen der K. sächs. Gesellschaft der Wissenschaften zu
Leipzig. Mathem. phys. Klasse 1885, S. 333 — 351. 8".

L. Lange, Die geschichtliche Entwickelung des Bewegungs-
begriffes. Leipzig 1886. X, 141 S. 8".

In den letzten Jahrzehnten hat sich vielfach das Bestreben
gezeigt, die Grundlagen der Mechanik tiefer zu fundiren als
dies bisher geschehen war. Carl Neumann*) und E. Mach**)
haben eingehend dargelegt, dass die Fassung des Galilei'schen
Trägheitsgesetzes in seiner gewöhnlichen Formulirung nicht halt-
bar sei, und H. Streintz***) hat die Entwickelung der mecha-
nischen Begriffe geschichtlich dargestellt und hieran einen eigenen
Versuch zur Klarlegung dieser schwierigen und wichtigen Probleme
geknüpft. Die auf diese Weise in Fluss gekommene Frage war
indessen hierdurch keineswegs erledigt, und dass hier noch ein
'esentlicher Fortschritt möglich war, zeigen die genannten
riften von L. Lange. Dieselben dürften einen sehr wichtigen
<r zur Klarlegung der Grund principien der Bewegungs-
'Iden und die Beachtung aller verdienen, die sich für
xhung fundamentaler Begriffe überhaupt interessiren.
•flieh, dass in der Astronomie und vorzüglich in der
^'e, wo eine Unterscheidung der verschiedenen
• Beziehung auf welche die beobachteten Be-
"en sind, mehr als anderswo in den Vorder-
^oUte, auch Betrachtungen über die ersten
■• Wichtigkeit sein werden. Aus diesem
•ne Pflicht, die Leser der Vierteljahrs-
Publicationen des Verfassers auf-

Newton'schcn Theorie. Leipzig 1870.

^es Satzes von der Erhaltung der
r Entwickelung. Leipzig 1883.

>chanik. Leipzig 1883.

255

merksam zu machen und den Kernpunkt seiner Äuseinander-
setzungeD, so gut dies in gebotener Kürze möglich ist, hervor-
zuheben.

Der Verfasser hat das Wesentlichste seiner eigenen Unter-
suchungen in dem zuerst genannten kürzeren Aufsatze nieder-
gelegt, und hier auch die zur völligen Einsichtnahme fast
unentbehrlichen maüiematischen Entwickelungen nicht ver-
schmäht. In dem zweiten ausführlicheren Werke war dagegen
die Absicht massgebend, die allgemein interes sirenden Fragen
einem grösseren Publicum vorzuführen; die mathematische Be-
gründung ist aus diesem Grunde hier fortgeblieben, dagegen
eine eingehende und inhaltreichc historische Darstellung der
Entwickelung des mechanischen Bewegungsbegriffes mehr in den
Vordergrund getreten. Dem Mathematiker und Astronomen wird
demnach wohl der erste Aufsatz der bei woitcm wichtigere sein;
sein Inhalt ist vollkommen ausreichend über das, was der Ver-
fasser angestrebt und, wie gleich hinzugefügt werden soll, auch
vollkommen erreicht hat, zu orientireo. Damit soll natürlich
nicht gesagt sein, dass das zweite Werk nicht genug des Inter-
essanten und Lehrreichen darbietet und dass seine Leetüre
nicht auch dem mit der Materie vollkommen Vertrauten, wegen
seiner Schärfe und Consequenz, einen nicht geringen Genuss
bereiten wird. Im übrigen kommen gerade hier einige Unter-
suchungen vor, die sich direct an den Astronomen wenden, und es
mnss demnach Ref. auf diese Fragen zurückkommen, während
sich im allgemeinen die folgenden Zeilen zumeist auf den In-
halt des ersteren Aufsatzes zu beziehen haben werden.

Schon bei der denkbar einfachsten Bewegungsform, der ge-
radlinigen und gleichförmigen Bewegung eines sich selbst über-
lassenen Punktes, tritt uns als erste und wichtigste Frage ent-
gegen: in Bezug auf welche Coordinatensysterae ist eine solche
Bewegung geradlinig, und in Bezug auf welche Zeitscale ist sie
gleichförmig? Denn es ist sofort klar, dass man unendlich viele
Coordinatensysteme angeben kann, für welche die Bewegung
eines solchen Punktes nicht geradlinig ist, und dass man ohne
Mühe stets ein System angeben kann, für welches der Punkt sogar
eine vorgeschriebene Bahncurve beschreibt. Um nun diese
fundamentale Grundlage der Mechanik oder, was auf dasselbe
hinauskommt, das Trägheitsgesetz von Willkür zu betreien, hat
Newton, und nach ilun fast alle Autoren, seine Zuflucht zu einem
„absolut festen" Co ordinalen System und zu der Annahme eines
„absoluten Raumes" genommen, Begriffe, deren Dunkelheit durch
Umschreibungen nicht weggeschafft werden kann. Es kann aber
nicht bezweifelt werden, dass solche Definitionen nicht geeignet
sind, die Grundlage einer ganzen Wissenschaft abzugeben, und

254

die Nothwendigkeit hier Klarheit zu schaffen dürfte nicht zu
bezweifeln sein.

Dem Verfasser ist dies in ausgezeichneter und beinahe über-
raschend aufklärender Weise gelungen durch die Aufstellung
folgender Definitionen und Sätze:

Definition I. Ine rtial System heisst ein jedes Coordi-
natensystem von der Beschaffenheit, dass mit Bezug dar-
auf drei vom selben Raumpunkte projicirte und dann sich
selbst überlassene Punkte P, /", P^ — welche aber nicht
in einer geraden Linie liegen sollen — auf drei beliebigen
in einem Punkte zusammenlaufenden Geraden G, G', G^
(z. B. auf den Coordinatenaxen) dahinschreiten.

Theorem I. In Bezug auf ein Inertialsystem ist die
Bahn jedes beliebigen vierten sich selbst überlassenen
Punktes gleichfalls geradlinig.

Definition IL Inertialscala heisst eine jede Zeitscala,
in Bezug auf welche ein sich selbst überlassener auf ein
Inertialsystem bezogener Punkt gleichförmig fortschreitet.

Theorem IL In Bezug auf eine Inertialscala ist jeder
beliebige andere sich selbst überlassene Punkt in seiner
Inertialbahn gleichförmig bewegt.

Hiemach erscheint die geradlinige Bewegung von 3 sich selbst
überlassenen Punkten als nichts mehr als Sache der Convention,
und erst die Bewegung eines vierten solchen Punktes ist der
Ausdruck des die Natur beherrschenden Trägheitsgesetzes.
Und ebenso ist in gewissem Sinne die gleichförmige Bewegung
eines sich selbst überlassenen Punktes nur Sache der Conven-
tion, wie früher schon W. Thomson ausgesprochen hatte, weil
dadurch erst die im gewöhnlichen Sinne gleichförmig verlaufende
Zeitscala definirt ist.

Die Begründung dieser Sätze hat, wie schon erwähnt, der
Verfasser durch rein mathematische Entwickelungen gegeben.
Den Grundgedanken derselben anzugeben, erscheint schon des-
halb unerlässlich, weil man nur so einen vollständigen Einblick
in die Sachlage erlangen kann.

Von selbst bieten sich sofort folgende Fragen dar:

i) Gibt es ein Coordinatensystem, in Bezug auf welches
eine Anzahl n beliebig bewegter Punkte geradlinige Bahnen
beschreiben?

In Bezug auf ein ganz beliebiges rechtwinkliges Coordinaten-
system Sy T, Z seien die Coordinaten der Punkte ^ -r? J", §'-»?' J' ... .
Diese Coordinaten sind also ganz beliebige Functionen der
Zeit /, die wiederum in einer beliebigen Zeitscala angegeben sein

^55

kann. In Bezug auf ein anderes rechtwinkliges Coordinaten-
system X, K, Z seien die Coordinaten derselben Punkte x y z,
X* y' z' , . . . gegeben durch die Gleichungen:

J' = ail + l5,*? + yit+^t /=etc. Wi)

worin die Coefficienten aß... bekanntlich 6 Gleichungen erfüllen
müssen, so dass dieselben sich auf \2 — 6 = 6 von einander
unabhängige Grössen reduciren. Die Bedingung, dass ein Punkt
eine Gerade beschreibt, wird durch zwei lineare Gleichungen
zwischen den ihn bestimmenden Coordinaten dargestellt. Sollen
also alle n Punkte gerade Linien beschreiben, so müssen die
6 genannten Grössen so bestimmt werden, dass 2n Gleichungen
erfüllt werden. Das ist offenbar im allgemeinen nur möglich,
wenn 2« f? 6 oder « .^ 3. Man kann also ein Coordinaten-
system so bestimmen, dass 3 beliebig bewegte Punkte in Bezug
auf dasselbe gerade Linien beschreiben. Aber nicht nur eines,
sondern unendlich viele solcher Coordinatensysteme gibt es.
Denn jede der 3 Geraden ist durch 4 Constanten bestimmt,
und je nachdem man über diese 12 Constanten verfugt, erhält
man immer andere Systeme. Wird eine dieser Constanten be-
liebig angenommen, so erhält man unendlich viele Systeme,
bei 12 willkürlichen Constanten wird man sagen können, dass
man 00" Coordinatensysteme den gestellten Bedingungen an-
passen kann. Jetzt stellt sich uns von selbst

2) die Frage entgegen: gibt es ein Coordinatensystem, für
welches 3 beliebig bewegte Punkte in drei gegebenen geraden
Linien sich bewegen? Es müssten also die Gleichungen be-
stehen:

A' = a -}-3 q>{t) I y = ö'4-^'^'(/)

y = a, + b,q>{t) y^ = a\ + h\ q/ {t) etc.

« = <»a -h *2 V (/)

(2)

b' <p' (/) I

wo die g> zu bestimmende Functionen der Zeit sind, weil die
Bewegungen der Punkte nicht gleichförmig zu sein brauchen und
a,d, . . , gegebene Constanten sind. Man hat also bei 3 Punkten
die 3 Functionen <p und die 6 von einander unabhängigen Be-
stimmungsstücke des Coordinatensystems X V Z, es sind also
9 Grössen so zu bestimmen, dass den 9 Gleichungen (2) ge-
nügt wird. Dies ist aber im allgemeinen ausführbar. Aber
nicht nur eine, sondern mehrere Auflösungen werden im all-
gemeinen existiren, weil die Bedingungsgleichungen, welche die
1 2 Coefficienten aß.,, auf 6 reduciren, quadratisch sind. Zu-
nächst lässt sich weiter leicht einsehen, dass die Auflösung der
Gleichungen (i) und (2) nur dann bestimmt ist, wenn die 3 Punkte

256

nicht in einer Geraden liegen, weil sonst Glieder von der Form ^

auftreten. Femer zeigt der Verfasser, ohne übrigens den ana-
lytischen Beweis völlig durchzuführen, dass es nothwendig ist,
wenn man ganze Serien, also eine unendliche Anzahl von Auf-
lösungen vermeiden will, den Fall auszuschliessen, dass die 3
gegebenen Geraden zu einander parallel sind.

Fasst man die gewonnenen Resultate zusammen, so kann
man sagen:

„Die geradlinige Bewegung einer Anzahl bewegter Punkte
ist Sache der Convention, so lange diese Anzahl die 3 nicht
übersteigt. Drei Punkte kann man auf 3 vorgeschriebenen
festen Geraden sich bewegen lassen, indem man das Coordi-
natensystem, worauf diese festen Geraden bezogen sind,
den Distanzveränderungen der Punkte gleichsam anpasst.
Solcher angepassten Systeme gibt es im allgemeinen mehrere
gegen einander bewegte ; jedenfalls aber keine Serie, wofern
die drei Punkte nicht in einer geraden Linie liegen, und
die drei vorgeschriebenen Geraden nicht parallel sind."

Bisher wurde über die Bewegung der drei Punkte in Bezug
auf das ursprüngliche Coordinatensystem S T Z nichts voraus-
gesetzt. Nimmt man nun an, dass diese sich selbst überlassen
waren, so könnte man auf den ersten Blick der Meinung sein,
dass jedes Coordinatensystem, in Bezug auf welches sich die
3 Punkte in 3 nicht parallelen Geraden bewegen, ein Inertial-
system im obigen Sinne sei, ein System also, in Bezug auf
welches jeder vierte sich selbst überlassene Punkt ebenfalls
in einer geraden Linie fortschreitet. Diese Meinung ist aber
nicht richtig, vielmehr zeigt es sich, dass noch eine Beschränkung
hinzukommt, welche der Verfasser unter der Voraussetzung ab-
leitet, dass die drei Punkte zu irgend einer Zeit von dem-
selben Raumpunkte ausgegangen sind. Dann aber gilt der
vom Verfasser bewiesene Satz:

„Ein System, in Bezug worauf drei nicht in einer geraden

Linie liegende materielle Punkte, welche gleichzeitig von

demselben Raumpunktc fortgeschleudert und dann sich

selbst überlassen wurden, drei durch einen Punkt gehende

nicht zusammenfallende Gerade beschreiben, ist ein Inertial-

system."

Hiermit ist die Grundlage gewonnen, auf welche die oben

angeführten Definitionen sofort in aller Strenge und einwurfsfrei

aufgebaut werden können. £s wird zur völligen Klarlegung

nicht unnöthig sein, noch zu bemerken, wie man ein solches

ideales Inertialsystem etwa wirklich construiren könnte. „Drei

materielle Punkte werden gleichzeitig vom gleichen Raumpunkte

^57

projicirt und dann sich selbst überlassen. Nachdem man sich
überzeugt hat, dass sie nicht in einer Geraden liegen, verbindet
man sie geradlinig mit einem vierten beliebig angenommenen
Raumpunkte, wodurch eine dreiseitige körperliche Ecke zu
Stande kommt. Lässt man nun diese Ecke unveränderlich ihre
Gestalt bewahren, und passt man sie den Fundamentalpunkten
dermassen an, dass jeder Punkt ununterbrochen auf einer Kante
fortschreitet, so ist jedes Coordinatensystem, worin diese Ecke
eine unveränderliche Lage hat, ein Inertialsystem/*

Dieses dürften die wesentlichsten Resultate sein, zu denen
der Verfasser in der zuerst genannten Abhandlung gelangt.
Wie schon erwähnt, kann auf den reichen Inhalt der zweiten
Abhandlung hier nicht näher eingegangen werden. Nur in
Bezug auf einige Punkte, welche directe Beziehung zu gewissen
Ergebnissen der neueren Stellarastronomie haben, sollen einige
Bemerkungen Platz finden. Es ist hierbei besonders auf das
4. Kapitel und Anhang I Rücksicht genommen worden.

Der Verfasser klagt darüber, dass von den Astronomen
nicht genügend betont worden ist, dass alle beobachteten Be-
wegungen nur Relativbewegungen sind. Dieser Vorwurf scheint
Ref. nun, wenigstens neueren astronomischen Autoren gegen-
über, nicht gerechtfertigt. Wenn man ganz allgemein wahre
und scheinbare Eigenbewegungen der Fixsterne unterscheidet,
so ist das nichts weiter als eine kurze Bezeichnung für die
Etgenbewegungen, wie dieselben sich darstellen, je nachdem
man die aus der angenommenen Sonnenbewegung hervorgehende
Verschiebung angebracht hat oder nicht. Es wird hierbei ganz
abgesehen davon, ob diese ausgerechnete Verschiebung reelle
Bedeutung hat oder nicht, und Ref. glaubt sich nicht zu irren,
wenn er behauptet, dass ^^hl nur wenige Astronomen den
Fehler begehen werden zu glauben, dass die sogenannten
wahren Eigenbewegungen sich wirklich auf ein absolutes Coor-
dinatensystem im Sinne Newton's, also auf ein Inertial System
im Sinne des Verfassers beziehen. Dass weiter der translato-
rischen Bewegung der Sonne, wie sie in der neuern Zeit so
vielfach abgeleitet worden ist, nicht der Sinn einer Bewegung
gegen ein Inertialsystem beigelegt wird, geht schon daraus her-
vor, dass in vielen Publicationen , die anzuführen wohl nicht
nöthig ist, immer darauf hingewiesen wird, dass dieselbe nur
eine Bewegung gegen eine gewisse Zahl von Fixsternen aus-
drückt, und dort wo man z. B. die Sonnenbewegung gegen
den die Lichtschwingungen vermittelnden Lichtäther braucht,
wird stets darauf aufmerksam gemacht, dass diese durchaus
nicht identisch ist mit derjenigen, welche aus der Eigenbe-
wegung der Fixsterne abgeleitet worden ist. — Wo. indessen

258

der Verfasser bestimmte Facta vorbringt, Namen nennt und
die Schwierigkeiten erwägt, welche sich einer interpretirbaren
Ermittelung der Sonnenbewegung entgegenstellen, wird ihm die
allgemeine Zustimmung, auch von Seiten der Astronomen, nicht
fehlen. Es ist leider nur zu richtig, dass die verwickelten
Einflüsse, welche die Praecession, die Eigenbewegungen der Fix-
sterne und die Bewegung des Sonnensystems auf einander aus-
üben, äusserst complicirt sind, und Referent steht nicht an zu-
zugeben, dass in vielen astronomischen Untersuchungen diese
Complicationen allzuwenig berücksichtigt worden sind. Des-
gleichen muss eingeräumt werden, dass ein grosser Theil der
üblichen Methoden , nach welchen der Apex der Sonnen-
bewegung bestimmt worden ist, auf Hypothesen beruht, die zum
Theil problematisch sind. Es dürfte namentlich sehr schwer
sein die Annahme, dass sich im Mittel aus sehr vielen Eigen-
bewegungen die Sonnenbewegung rein darstellt, zu begründen.
In dieser Annahme aber steckt in der That eine Beziehung
zu einem völlig undefinirbaren Coordinatensystem , und den
erhaltenen Resultaten kann eine durchsichtige Bedeutung nicht
zuerkannt werden. Gyld6n*) hat dadurch, dass er die Eigen-
bewegungen der Fixsterne in eine gewisse Reihe entwickelte,
ein Verfahren eingeschlagen, das allerdings gar keine Hypothesen
braucht und deshalb der besonderen Beachtung werth scheint.
Leitet man aber aus dieser Reihe den Sonnenapex ab, so wird
wiederum eine Hypothese gemacht, die nämlich, dass die ersten
Glieder dieser Reihe nur den Einfluss der Sonnenbewegung
zeigen. Diese Hypothese zu begründen ist vorerst freilich
auch nicht möglich. Dieselbe bietet aber den Vortheil grosser
Einfachheit und Uebersichtlichkeit in ihren Folgen dar. Aus
diesem Grunde hat Referent stets" das Gvlden'sche Verfahren
als einen wesentlichen Fortschritt in diesem Gebiete angesehen.

Es ist oftmals die nahe Uebereinstimmung hervorgehoben
worden, welche unter den vielen erhaltenen Resultaten für den
Apex zu Tage tritt. Wir müssen dem Verfasser durchaus bei-
stimmen, wenn er behauptet, diese Uebereinstimmung sei gar
nicht so bedeutend. Auf der andern Seite ist sie aber immer-
hin so gross, dass man sich veranlasst sehen muss nach Gründen
dafür zu suchen. Der Verfasser glaubt einen solchen in der
Annahme zu finden, die Bewegung des Sonnensystems sei im
Vergleich zu den Bewegungen der uns näheren Fixsterne, aus
welchen die Lage des Apex bestimmt worden ist, sehr bedeutend.
Dass dieser Umstand die Unrichtigkeiten in den angewandten
Rechenmethoden in so fern verdeckt, als dadurch die Bewegung

*) u. a, Gnindlchren der Astronomie, Leipzig 1877, S. 386.

259

der Sonne gegen weniger stark bewegte Marksteine gewonnen
wird und deshalb von der Eigenart der benutzten Sterne nur in
geringem Grade abhängt, ist unzweifelhaft richtig. Gelänge es
also diese Annahme weiter zu stützen, so wäre für die Stellar-
astronomie dadurch immerhin viel gewonnen. Leider wird sich
das nur schwer bewerkstelligen lassen. Es können Regelmässig-
keiten in den Sternbewegungen vorhanden sein, die genau
ebenso wirken, wie eine Bewegung der Sonne gegen die Sterne,
und eine Trennung beider Einflüsse von einander dürfte vor
der Hand nicht möglich sein. Etwas günstiger gestaltet sich
die Sache, wenn man die Bewegungen der Sterne im Visions-
radius hinzuzieht; wenigstens wird die Annahme, dass bei
diesen ebenfalls eine ihnen eigenthümliche Regelmässigkeit statt-
findet, welche auch von der Bewegung der Sonne herrühren
könnte , sehr wenig wahrscheinlich. Es scheinen nun wirklich
die in dieser Richtung gemachten Versuche die früheren
Resultate über den Sonnenapex zu bestätigen.

Nicht ganz verständlich war übrigens Ref. die Bemerkung
auf S. 132. Obwohl der Wortlaut der genannten Stelle kaum
anders aufzufassen sein dürfte, so kann sich Ref. doch nicht
entschliessen anzunehmen, dass der Verfasser die verschiedenen
und stetig fortgeführten Versuche, die Bewegung der Sterne
gegen die Sonne zu ermitteln, nicht kennen sollte, Dass sich
manche Zweifel gegen die Zuverlässigkeit dieser spectrosko-
pischen Messungen aussprechen lassen und oftmals ausge-
sprochen worden sind, ändert hierbei nichts an der Sachlage.

Zum Schlüsse erlaubt sich Referent die Angabe des Ver-
fassers, die sich übrigens auch bei Streintz a. a. O. findet, zu
corrigiren, dass nämlich Bradley im Jahre 17 18 die Eigenbe-
wegungen der Fixsterne entdeckt habe. Nicht Bradley, sondern
Halley gebührt dieses Verdienst. Die betreflfende Schrift Halley's
führt den Titel: Considerations on the change of the latitudes
of some of the principal fixt stars, und steht in Phil. Trans.
17 18 S. 736.

H. Seeliger.

Bemerkungen und Berichtigungen zu früheren literarischen

Anzeigen.

t. Zu der Anzeige der Publioations of the Washburn Observatory,

S- 24 fr. des Bandes.

Herr E. Holden hat an die Redaction das folgende Schrei-
ben gerichtet, welches einige wichtige Punkte, die in jener
Anzeige berührt waren, näher erläutert.

26o

In the V.J.S. der Astr. Ges. Bd. 22, there is a review of

the Publications of Ihe Washburn Observatory, There are three
Statements on page 32 which require corrections, which I beg
}'ou to allow me to point out.

ist: In the Observation of the 305 stars the level was al-
ways observed both before and after the night's work except
when the level constant was detennined over Mercury, or when
there was some reason for rejecting tlie indications of the le-
vel itself. [The tables of b are not complete in Vol. IV.]

2d: The azimuth was always determined from every good
combination of stars and no night's work has been reduced
which did not have at least two independent and concordant
determinations of a. The mean lesults will show the stars
used on each night. [The tables of a are not complete in
Vol. IV.]

3d: The various determinations of a were platted in a
curve and the temperature curve in all doubtfui cases was
platted near this; the interpolated a had reference to both
cnrves, and it was ncver assumed constant for a night unless
it was proved to be so b)- the curves. [This is nowhere ex-
phcitly stated in the volumes as it should have been.]

These points are important in estimating the value of the
resulting starplaces. It is no doubt largely the fault of the
Publications that the reviewer has misunderstood them, and I
am suro he will be glad to have me mafce these corrections
as to the facts themseives, and at the same time allow me to
assume the blame for not having explicitly stated them in a
sufficiently piain way,

May 1 ask you to insert this note in the next number of
the V.J.S. with my apologies to the reviewer for these neces-
sary corrections.

2. Zu der Anzeige der Berichte von dem Erzbisohöflioh-
Haynald'sohen Observatorium zu Kalocsa, S. 34 fT. des Bandes.
Herr Dr. C, Braun hat bei dem Unterzeichneten einige Ein-
wände gegen mehrere Stellen in der Anzeige seines Buches
erhoben, infolge deren zuvörderst der Verfasser der Anzeige
folgende Berichtigungen dazu gibt:

Seite 43 bei der Methode zur Prüfung feiner Libellen
muss es statt Vertical kreis heissen Horizontalkreis. Für
diejenigen Leser, welchen der diesen Gegenstand behandelnde
Aufsatz in den Astronomischen Nachrichten nicht bekannt
ist, sei zur Erläuterung der von Braun vo^eschlagenen
Methode bemerkt, dass bei dieser nicht der volle Betrag

201

der durch Drehung der einen Fussschraube hervorgerufenen
Neigung der Verticalaxe in Verbindung mit Ablesungen des
Verticalkreises benutzt wird, sondern nur eine geringe seit-
liche Componente derselben. Der Betrag derselben wird
durch Ablesung der jeweiligen Stellungen der Alhidade
des Horizontalkreises ermittelt in Verbindung mit einer ge-
näherten Kenntniss der durch die eine Fussschraube dem
Instrumente ertheilten Neigung. Der Verticalkreis des In-
struments kommt bei dieser Methode nicht weiter zur Ver-
wendung. — Femer muss es Seite 42 Zeile 23 heissen o!o2
statt o!2.

Herr Dr. Braun bemerkt femer zu der Besprechung seines
Passagen-Mikrometers, S. 41, dass die Leistung desselben mit
den Worten dargestellt sei, welche sich auf ein vor 22 Jahren
entworfenes weit unvollkommeneres Instmment beziehen, nicht
aber auf das in den „Berichten" zum Vorschlag kommende.
Dies sei besser durch die in den Berichten, S. 172, stehende
Stelle charakterisirt:

Nachdem der Regulator-Kopf k eingestellt und die rich-
tige Geschwindigkeit des Fadens erzielt ist, und nachdem
durch den Knopf F der Faden mit dem Stern zur Coinci-
denz oder Bisection gebracht ist, hat der Beobachter blos
mit der linken Hand einen Druck auf den Taster auszu-
üben, während die rechte am Knopf F bleibt, um die Coinci-
denz nöthigenfalls durch einige Nachhilfe mehrere Secunden
hindurch zu erhalten. Während dieser kurzen Zeit voll-
fuhrt der Apparat bei jedem Secundenschlag automa-
tisch die Aufzeichnung einer vollständigen Transit-
Beobachtung.

Herr Dr. Braun hebt bei dieser Gelegenheit die Verschieden-
heit seiner Methode zur Libellenprüfung sowie die Genauig-
keit derselben und die Leistungsfähigkeit seines Passagen-Mikro-
meters neuerdings hervor, doch darf ich mich wohl auf diese
kleine Bemerkung hierüber beschränken, da eine weitere Er-
örterung über derartige, doch mehr oder weniger dem persön-
lichen Ermessen unterworfene Punkte der Wissenschaft wohl
keine Früchte bringen würde.

E. Schönfeld.

-i><»*3>-»-

Vierteljahrsschrift der ABtrono mischen Gcsellschafl, 2:. Jahrgang, Heß 3.

Kartuuha, Druck di

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Die Herren

Prof. G. C. Comstock, Director der Sternwarte in
Madison,

Dr. A. Galle, Assistent am Geodätischen Institut in
Berlin,

Dr. J. Lamp, Astronom an der Sternwarte des Kammer-
herrn V. Bülow in Bothkamp,

M. Pauly, Fabrikdirector in Mühlberg a. E.,

Dr. J. Raifmann, Assistent an der Sternwarte des Herrn
V. Kuffner in Wien,

Dr. J. Rahts, Assistent an der Sternwarte zu Königsberg,

H. Richter, Assistent am Geodätischen Institut in Berlin,

Baron A. v. Rothschild in Wien,

J. F. H. Schulz, Kaufmann in Hamburg,.

V. Schumann, Ingenieur in Leipzig,

A. G. Winterhalter, Lieutenant U. S. N. und Astronom
an der Sternwarte in Washington,
sind als Mitglieder der Astronomischen Gesellschaft aufgenom-
men worden.

Die Gesellschaft hat ihre Mitglieder

A. Nitzelberger, Professor am Schotten-Gymnasium in

Wien, am 7. September 1886,
Prof. E. Luther, Director der Sternwarte in Königs-
berg, am 17. October 1887,
Dr. Jedrzejewicz , Arzt und Astronom in Plonsk, am
31. December 1887
durch den Tod verloren.

Nachdem Herr Geheimrath Otto Struve die in der Sitzung
der Kieler Versammlung vom 31. August auf ihn gefallene Wahl
zum Vorstandsmitgliede (s. u. S. 277) nicht angenommen hat,

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 22. 1 8

264

ist die Frage einer Ergänzung für die begonnene Geschäfts-
periode an den Vorstand herangetreten. In der Ansicht, dass
die Bestimmung des % 22 der Statuten auch auf den vorliegen-
den Fall Anwendung findet, und in Anbetracht der bereits von
einem grossen Theile der Kieler Versammlung erklärten Willens-
äusserung, hat derselbe Herrn Professor Newcomb in Washington
ersucht für die Zeit bis zur nächsten ordentlichen Versamm-
lung, welche über die definitive Besetzung der nach der Kieler
Wahl vacant gebliebenen Stelle zu beschliessen haben wird,
als Mitglied des Vorstandes einzutreten , und Herr Newcomb
hat diese Cooptation angenommen.

Den Vorstand bilden daher gegenwärtig die folgenden Mit-
glieder der Gesellschaft:

Geh. Rath A. Auwcrs in Berlin, Vorsitzender,

Prof. H. Gylden in Stockholm, dessen Stellvertreter,

Prof. H. G. van de Sande Bakhuyzen in Leiden,

Prof. S. Newcomb in Washington,

Prof. E. Weiss in Wien,

Geh. Rath E. Schönfeld in Bonn, Schriftführer,

Prof. H. Seeliger in München, Schriftführer,

Prof. H. Bruns in Leipzig, Rendant.

Bericht

über die

Versammlung der Astronomischen Gesellschaft zu Kiel

1887 August 29 bis 31.

An der zwölften ordentlichen Versammlung der Astronomi-
schen Gesellschaft haben 47 Mitglieder thcilgenommen , näm-
lich die Herren

Auwers, Battermann, E. Becker, Bruns, Dencker, Donner,
V. Engelhardt, Engström, Folie, A. Galle, E. Gautier, Gyld6n,
V. Haerdtl, Hartwig, Herz, Knopf, Kreutz, Krueger, E. Lamp,
J. Lamp, W. Luther, Neumayer, Oppenheim, üudemans, A. Pa-
hsa, Pechüle, C. F. W. Peters, C. H. F. Peters, Rahts, J. Repsold,
Richter, Safarik, Schönfeld, Schräm, J. F. H. Schulz, Schumacher,
Schur, Seeliger, Spörer, Stechert, Steinheil, Thiele, Weiss, Well-
mann, Weyer, Winterhalter, Wislicenus.

Von den Mitgliedern des Vorstandes waren sechs anwesend;
Herr Bakhuyzen war am Erscheinen verhindert, die achte Stelle
im Vorstande war durch den Tod des Herrn v. Oppolzer er-

265

ledigt. Die öffentlichen Sitzungen waren auch von Nichtmit-
gliedem zahlreich besucht, insbesondere von hochgestellten
Vertretern der Staatsregierung, der Marine, der Universität und
der städtischen Behörden.

Für die zu den Arbeiten der Versammlung nöthigen Räume
ist die Gesellschaft der Königlichen Universität Kiel zu Dank ver-
pflichtet. Die öffentlichen Sitzungen fanden in der grossen
Aula statt, für die Sitzungen des Vorstandes, zum Aufstellen
von Apparaten u. dergl. waren ausreichend Räume zur Ver-
fügung. Treppenhaus und Aula waren festlich geschmückt.

Erste Sitzung, August 29.

Herr Auwers eröffnet als Vorsitzender die Versammlung
um 10 Uhr. Zuerst begrüsst der Oberpräsident der Provinz
Schleswig-Holstein, Herr Dr. Steinmann, namens und im Auf-
trage der Staatsregierung die Versammlung mit herzlichen
Worten, und betont besonders, dass die Regierung den Be-
strebungen der Gesellschaft warme Sympathie entgegenbringe,
und auch von der gegenwärtigen Versammlung wichtige und
erfreuliche Früchte für die Wissenschaft erhoffe. In seiner
Antwort hebt der Vorsitzende hervor, dass die Astronomie
mehr als andere Wissenschaften der staatlichen Fürsorge be-
dürfe, und dieselbe auch in Preussen in diesem Jahrhundert in
hervorragendem Maasse gefunden habe. Die darauf folgende
Ansprache des Rectors der Universität, Herrn Professor Hensen,
berührt insbesondere die Beziehungen der Astronomie zum
bürgerlichen Leben; den Gruss, den derselbe der Versammlung
auf dem Boden der Universität Kiel zuruft, erwidert der Vor-
sitzende mit dem Hervorheben der besondern Bedeutung, die
Kiel als Sitz der Astronomischen Nachrichten und als einer
der Mittelpunkte für die internationalen astronomischen De-
peschen für die Astronomie besitze, für welche überdies der
niedersächsische Volksstamm stets eine hervorragende, durch
viele Beispiele bewiesene Befähigung gezeigt habe.

Nunmehr geht der Vorsitzende zur regelmässigen Tages-
ordnung über, deren geschäftlicher Theil ungefähr in derselben
Reihenfolge erledigt wurde, wie in der Versammlung zu Genf.
Der Personalstand der Gesellschaft hat sich folgendermassen
verändert. Am Schlüsse der Genfer Versammlung war die Zahl
der Mitglieder 321, doch konnten von diesen nur 316 in das
Mitgliederverzeichniss vom i. October 1885 aufgenommen wer-
den, die übrigen mussten nach § 12 der Statuten als ausgetreten
betrachtet werden. Von den ersteren sind fernerhin ausgetre-

18*

266

ten 5, gestorben 5, hinzugekommen ist ein Mitglied. Bei der Er-
öffnung der Kieler Versaromlung beträgt also die Mitglieder-
zahl 307*), zur Neuaufnahme werden vom Vorstande weitere
3 1 Mitglieder vorgeschlagen, denen derselbe zum grössern Theile
schon nach § 9 der Statuten die Rechte der wirklichen Mit-
glieder eingeräumt hat.

Alle Vorgeschlagenen werden hierauf in geheimer Abstim-
mung einstimmig als Mitglieder aufgenommen.

Als Eingang zur geschäftlichen Berichterstattung bespricht
der Vorsitzende die hauptsächlichsten astronomischen Ereignisse
des ablaufenden zweijährigen Zeitraums, soweit dieselben mit
den besonderen Arbeiten der Gesellschaft in Verbindung stehen.
Als das wichtigste bezeichnet derselbe die Pariser Conferenz
im letzten Frühjahr, auf welcher eine grosse Anzahl von Astrono-
men, zum Zwecke der Vorarbeiten für die Herstellung eines ge-
nauen und vollständigen Himmelsatlas auf photographischem
Wege, sich zusammengefunden hatte. Auch der Vorstand der Ge-
sellschaft war von der Pariser Akademie zur Theilnahme eingela-
den worden; er entsendete zu diesem Zwecke seinen Vorsitzen-
den, wenn auch von vornherein an eine directe Betheiligung der
Gesellschaft als solcher an dem geplanten Unternehmen nicht
gedacht werden konnte. Von den Mitgliedern des Vorstandes
nahmen ausserdem die Herren Bakhuyzen, Gylden, Schönfeld
und Weiss an der Conferenz theil; alle wirkten eifrig zu dem
wichtigen Beschlüsse der Conferenz mit, dass ausser der Her-
stellung eines genauen Bildes vom gestirnten Himmel auch
genaue Positionsbestimmungen der helleren Sterne , bis ein-
schliesslich der Grösse 11"', auf photographischem Wege an-
zustreben seien; und sie sind der Ansicht, dass hierdurch auch
die Zonenarbeit der Gesellschaft eine grössere Bedeutung er-
langen werde, da dieselbe Anhaltpunkte zur Orientirung und
Ausmessung der photographischen Platten liefern werde.

Der Vorsitzende widmet sodann dem Andenken des so un-
erwartet dahingeschiedenen Mitgliedes des Vorstandes, Herrn
v. Oppolzer, warme Worte.**) Die schmerzliche, durch diesen
Todesfall entstandene Lücke im Vorstande ist noch nicht aus-
gefüllt; an Stelle von Oppolzer sowie der Statute ngemäss aus-

*) Der Tod des Mitgliedes Herrn Nitzelberger war dem VorsUinde noch
nicht bekannt geworden.

*♦) Es möge hierbei bemerkt werden, dass nach einer Mittheilung des
Herrn Dr. Schräm in dem Verzeichniss von Oppolzer's Publicationen, S. 206
des vorigen Heftes, die folgende kleine Schrift übergangen ist.
Nr. 281a. Anzeige über eine Beobachtungsreihe zur Bestimmung der ab-
soluten Schwerkraft in Wien. Anzeiger Wien 1883 Nr. 18,

s. 153— 15^«

267

tretenden Vorstandsmitglieder, der Herren Auwers, Bakhuyzen
und Seeliger, wird die Versammlung Neuwahlen vorzunehmen
haben.

Herr Bruns erstattet sodann als Rendant den (als An-
lage XV abgedruckten) Cassenbericht für die zweijährige
Finanzperiode 1885 — 87. Wie gewöhnlich ist der Rechnungs-
abschluss schon von zwei in Leipzig wohnhaften Mitgliedern
(den Herren Scheibner und Peter) geprüft und mit den Belägen
verglichen. Die weitere Revision übernehmen die jetzt von
der Versammlung hierzu gewählten Herren Safarik und Weyer.

Ueber die Bibliothek berichtet ebenfalls Herr Bruns.
Dieselbe ist jetzt in den Räumen der Leipziger Sternwarte
aufgestellt. Der Catalog über den Zuwachs seit der letzten
Versammlung wird von Herrn Bruns zum Druck übergeben (s.
Anlage XVI), einige neuere Eingänge für die Bibliothek legt der
Vorsitzende vor.

Den Bericht über die wissenschaftlichen Publicationen
erstattet der Schriftführer Herr Schönfeld. Seit der Versamm-
lung zu Genf sind Q Hefte der Vierteljahrsschrift erschienen, im
ganzen 47^/4 Bogen, ausserdem die wichtige an Publication VIII
sich anschliessende Publication XVIII, in der Herr Romberg die
genäherten Oerter der Sterne, von denen sich in Band 67 bis 112
der Astronomischen Nachrichten selbständige genaue Positionen
finden, in einen geordneten Catalog gebracht hat. Den Heraus-
gebern ist es gelungen, vier Hefte der Vierteljahrsschrift in dem
Quartal zu versenden, dessen Nummer die Hefte tragen; auch
sonst ist die durch manche, früher schon öfters dargelegte Um-
stände bedingte Neigung zur Verspätung der Herausgabe im
ganzen geringer geworden.

Im Anschluss hieran drückt Herr C. H. F. Peters den Wunsch
aus, dass der Vorstand von den Stereotyp -Platten des Gould'-
schen Zonencatalogs, welche der Verfasser im Auftrage der
Argentinischen Regierung der Gesellschaft geschenkt habe. Ab-
drücke des Catalogs in genügender Anzahl anfertigen lassen
möge, um jedem Mitgliede der Gesellschaft ein Exemplar zur
Verfügung zu stellen. Der Vorsitzende sagt zu, dass der Vor-
stand diese Angelegenheit in nähere Erwägung ziehen werde.

Eine Angelegenheit anderer Art regt Herr Pechüle an.
Derselbe fragt, ob die in der Vierteljahrsschrift veröffentlichten
Berichte über die Versammlungen der Astronomischen Gesell-
schaft als officielle Berichte über alles das gelten sollen, was
in denselben verhandelt worden ist, oder ob als solch officielles
Document nur das schriftliche ProtocoU zu gelten habe. Ver-
anlassung zu dieser Anfrage ist, dass in dem Berichte über
die Versammlung zu Genf ein dort ausgesprochenes und im

268

Protocoll aufgenommenes wesentliches Motiv, weshalb die nächste
Versammlung auf 1887, und nicht, wie der Vorstand vorge-
schlagen hatte, auf 1888 festgesetzt wurde (nämlich die von
Herrn Geheimrath Struve in Aussicht gestellte Verbindung der
Versammlung mit dem Jubiläum der Pulkowaer Sternwarte im
Jahre 1889) ausgelassen worden ist.*)

Der Vorsitzende nimmt aus dieser Anfrage Veranlassung das
gegenseitige Verhältniss von Protocoll und gedrucktem Bericht
des nähern zu erläutern. Officiell im strengen Sinne sei nur
das erstere, sobald es von der Versammlung genehmigt sei;
es werde deshalb sorgfaltig im Original verwahrt und bleibe
stets zur Vergleichung zugänglich. Der in der Vierteljahrsschrift
veröffentlichte Versammlungsbericht solle dasselbe nicht ersetzen,
doch solle derselbe allerdings ein treues Bild der Versammlung
geben, und er enthalte deshalb keine Mittheilungen, die nicht
durch den Vorsitzenden und die Schriftführer sorgfaltig auf ihre
Richtigkeit geprüft sind. In so fern sei er also allerdings offi-
ciell, und erscheine unter Verantwortlichkeit des Vorsitzenden
und der Schriftführer, doch sei es unvermeidlich, die oft kurzen
und in der stilistischen Fassung die Spuren der Eile tragenden
Aufzeichnungen in den Sitzungen abzurunden , und ohne den
Sinn der Verhandlungen zu ändern, hier zu kürzen, dort aus-
führlicher zu geben. — Mit diesen Erläuterungen erklärt sich
Herr Pechüle befriedigt.

Es folgt ein kurzer Bericht über die Astronomischen Nach-
richten, erstattet vom Vorsitzenden auf Grund desjenigen, den
der Herausgeber der Nachrichten dem Vorstande eingereicht
hat. Aus demselben ist hervorzuheben, dass sich für die Nach-
richten die durch die Gründung mehrerer neuen Publications-
organe entstandene Concurrenz freilich etwas bemerkbar mache,
dass diese Concurrenz aber für die Gesammtwissenschaft nur
als förderlich zu betrachten sei. Im übrigen gebe der Bericht
des Herausgebers zu besondern der Versammlung vorzutragen-
den Bemerkungen keine Veranlassung.

Nunmehr wird die Frage, wo die Gesellschaft im Jahre 1889
ihre allgemeine Versammlung halten solle, vorläufig besprochen.
Herr Folie lädt die Gesellschaft nach Brüssel ein, Herr Seeliger
nach München. Die Beschlussfassung wird für die zweite Sitzung
zurückgestellt, und die Sitzung bis i Uhr unterbrochen.

Die Reihe der wissenschaftlichen Vorträge eröffnet
Herr Bruns, welcher über seine Untersuchungen über das Viel-
körperproblem berichtet, im besonderen über den Nachweis

*) Vergl. übrigens Band 20, S. 221, Anm., wo das Motiv wenigstens
beiläufig, aber doch wohl genügend bestimmt, und an passender Stelle, er-
wähnt ist. d. H.

26g

der Unmöglichkeit, durch rein algebraische Transformationen der
Lösung desselben näher zu kommen.*)

Herr Gyld^n spricht seinen persönlichen Dank für den Vor-
trag aus, welcher ihm auch aus dem Grunde persönlich inter-
essant erscheine, weil er darin eine Bestätigung seiner eigenen
Ansichten hinsichtlich der directcn Lösbarkeit des sogenannten
Dreikörperproblems sehe. Die Gründe zu diesen seinen An-
sichten stellt der Redner als erkenntniss-theoretische hin.

2. Herr C. H. F. Peters hält einen Vortrag über die Hand-
schriften des Almagcst, insbesondere die des in ihm enthaltenen
Sterncatalogs. Redner hat die verschiedenen Handschriften
des Almagest geprüft und legt von mehreren derselben photo-
graphische Nachbildungen vor. Es weist auf die Nothwendig-
keit einer völlig neuen Ausgabe des Almagest hin, und gibt
eine Uebersicht der Hülfsmittel, welche für eine solche vor-
handen sind; die griechischen Urtexte, die Handschriften der
arabischen Uebersetzungen (die aber sämmtlich auf ein einziges
griechisches Manuscript zurückgehen, welches der Kalif AI
Mamun ins Arabische übertragen Hess), die lateinischen Ueber-
setzungen und die Commentare.

Im Anschluss hieran legt Herr Weiss zwei ältere Stern-
karten vor, welche bez. den Nordhimmel und den Südhimmel
darstellen, und die auf den Catalog des Almagest gegründet sind.
Dieselben sind 1 5 1 2 von Heinfogel mit Zugrundelegung der von
Stabius ausgeführten Reduction der Sternörter gezeichnet, die
künstlerische Ausstattung rührt von Albrecht Dürer her. Die vor-
gelegten Exemplare scheinen im vorigen Jahrhundert in Wien,
nach den damals dort noch vorhandenen Stöcken angefertigt
worden zu sein, später sind diese letzteren nach Berlin ge-
kommen. Von der Karte des Nordhimmels könnten jetzt noch
Abdrücke gemacht werden; die Platte, welche den Südhimmel
wiedergibt, ist aber nicht mehr völlig intact.

3. Herr C. H. F. Peters spricht ferner über den Urheber,
oder genauer über die Zeit des Ursprungs des Sterncatalogs
im Almagest. Die herrschende Ansicht, dass der Catalog von
Hipparch herrühre und von Ptolemaeus auf seine Zeit reducirt
sei, beruhe im w^esentlichen darauf, dass die von Ptolemaeus
angewandte Praecessionsconstante zu klein sei, und die Längen
der Sterne im Catalog ebenfalls. Hierin habe man ein ge-
nügend sicheres Kriterium zu finden geglaubt, dass diese fehler-
haften Längen nur ein Rechnungsresultat, nicht aber zu Ptole-
maeus' Zeit beobachtet sein könnten. Allein der constante Fehler

*) VerofTentlicht in den Berichten der mathematisch - physikalischen
Classe der Königl. Sächsischen Gesellschaft der Wissenschaften, Januar und
August 1887.

270

der Längen könne recht wohl auch durch die gesetzmassigen
Fehler der Instrumente des Ptolemaeus, durch die Unvollkom-
menheit der Methode (Vergleichung von Sonne und Sternen
mit dem Mondorte), und durch die Mängel der Berechnung
(Vernachlässigung der Refraction u. dergl.) erklärt werden, und
man dürfe überhaupt den Aequinoctien , die Ptolemaeus be-
stimmt hat, nicht diejenige Genauigkeit zuschreiben, die sie
haben müssten, wenn sie zu dem obigen Schlüsse berechtigen
dürften. Im Gegentheil wäre es auffallig, wenn Ptolemaeus
eine so grosse Genauigkeit erreicht hätte. Redner findet an
dem Catalog selbst einige Merkmale, die darauf hindeuten, dass
derselbe aus der Zeit von Ptolemaeus selbst herrühre, und
zwar so, dass zwei Instrumente in Anwendung gekommen seien,
von denen das eine in Sechstel, das andere in Viertel-Grade
getheilt gewesen sei. Für diese Ansicht sprechen auch die
Ortsangaben für die Sterne mit sehr grosser Eigenbewegung,
namentlich die für 40 Eridani, die sich weit besser dem Orte
des Sterns zur Zeit des Ptolemaeus, als zu der von Hipparch
anschliesst.

Die Discussion, die sich über den Vortrag entspinnt, wird
von den Herren Herz, Weyer und C. H. F. Peters geführt.

4. Herr C. F. W. Peters hält einen längern Vortrag über
Resultate aus Chronometer-Untersuchungen (abgedruckt als An-
lage I). Derselbe behandelt besonders den verzögernden Ein-
fluss, welchen die Zunahme der Luftfeuchtigkeit auf den Gang
der Chronometer ausübt. Eine längere Besprechung dieser
wichtigen Erscheinung schliesst sich an den Vortrag an. Herr
Dencker zeigt ein Chronometer-Gehäuse vor, welches das Chro-
nometer gegen aussen luftdicht abzuschliessen, und damit die von
Herrn Peters nachgewiesene Einwirkung der Feuchtigkeit fem
zu halten gestattet. Herr Gyldön theilt mit, dass ein herme-
tischer Verschluss von Chronometern (unter Wasser) bereits vor
15 Jahren, zunächst zum Zwecke der Herstellung constanter
Temperaturen, von dem schwedischen Mechaniker Theorell
hergestellt worden sei.

Schluss der Sitzung 3^/2 Uhr.

Zweite Sitzung, August 30.

Die Sitzung wird um 9^/4 Uhr mit der Verlesung des Proto-
colls der ersten Sitzung eröffnet, welches nach Erledigung
zweier kleinen Anstände genehmigt wird. Hierauf legt der
Vorsitzende einige Eingänge zur Bibliothek vor.

Von der Redaetion des Berliner Jahrbuchs war die Vorlage

271

eines Berichtes fllior die Bearbeitung der kleinen Pla-
neten und über Modificationen des bisherigen Arbeitsplanes
in Aussicht gestellt worden ; derselbe ist aber nicht eingegangen
und nunmehr ein solcher für den Anhang zum Jahrbuche für
1890 in Aussicht genommen. Eine Discussion über den Gegen-
stand ist aber der Rcdaction des Jahrbuchs nach Mitlhcilung
des Vorsitzenden erwünscht und wird deshalb von letzterem
eröffnet.

Derselbe bemerkt zunächst, dass die Gesellschaft als solche
für die Bearbeitung der kleinen Planeten nur durch die Ver-
öffentlichung der Jahres Übersichten in der Viertel Jahrsschrift
mitwirke, welche neuerdings Herr P. Lehmann liefere. In be-
treff der Berechnungen selbst hält er es für wünschenswerth,
dass entgegen dem jetzigen Principe, den neu hinzukommen-
den Planeten die hauptsächlichste Vorsorge zu widmen, gerade
für das ältere Material die Sorgfalt verstärkt werden möge.
Herr C. H. F. Peters hält es für besser, dass das Jahrbuch in
der gleichen Richtung weiter arbeite wie bisher. Herr Gyld^n
hält eine Discussion zur Zeit nicht für opportun, und würde
das Einsetzen einer Commission, welche über den Gegenstand
mit der Redaction des Jahrbuchs weiter verhandeln solle, vor-
Eiehen. Herr Oppenheim ist der Ansiebt, dass durch Ab-
kürzung der Jahresephemeriden , von denen der grössere, von
der Opposition entferntere Theit doch nie benutzt werde , Ar-
beit und Kosten erspart werden könnten, welche besser zu ver-
werthen seien. Gegen eine weitere Abkürzung der Jahres-
ephemeriden, nachdem diese schon 1870 gegen früher in eine
sehr gedrängte Form gebracht worden sind, erklären sieb jedoch
die Herren C. H. F. Peters und Schönfeld. Der erstere
fürchtet insbesondere eine weitere Erschwerung der Identi-
ficirung neuer oder wieder zu entdeckender verlorener Planeten;
der letztere macht namentlich auf die Wichtigkeit guter und
ausgedehnter jahresephemeriden für die Photometrie der kleinen
Planeten und ihre Anwendung auf die Photometrie der tele-
skopischen Fixsterne aufmerksam. Für diese seien Beobach-
tungen von kleinen Planeten weit ausserhalb der Opposition
neben solchen in der Opposition, namentlich wenn die Pla-
neten in einem und demselben synodischen Umlaufe mit sehr
veränderter Helligkeit in dieselbe Himmelsgegend zurückkehren,
von besonderem Werthe; so dass für die Jahresephemeriden
auf alle Fälle eine grössere zeitliche Ausdehnung erwünscht
bleibe, während andererseits das jetzt im Jahrbuch angenom-
mene Intervall von 20 Tagen fast schon zu gross erscheine.

Herr Krueger wünscht, dass von allen denjenigen Planelen,
für welche die allgemeinen Störungen in Tafeln gebracht sind,

- I -

Oppositions-Ephemeriden gegeben würden. Die dauernde Ver-
folgung dieser Planeten liesse am ersten wissenschaftliche Resul-
tate bezüglich der Vervollkommnung der Theorie erwarten.
Herr Auwers bemerkt hierzu, dass gerade über die Oppor-
tunität, für tabulirte Planeten Oppositions-Kphemeriden zu ver-
öffentlichen, die Redaction des Jahrbuchs entgegengesetzter
Ansicht sei.

Herr Herz äussert sich folgendermassen: nachdem sich für
die Berechnung der neu entdeckten kleinen Planeten stets Rech-
ner gefunden haben, und voraussichtlich für die Zukunft auch
solche finden werden, so hat die Fortsetzung der Berechnung
der kleinen Planeten keine Schwierigkeit. Für die älteren,
nicht berechneten Planeten wäre es ja möglich, dass so wie
früher für die Cometen eine Vertheilung an sich freiwillig
meldende Astronomen von Seiten der Astronomischen Gesell-
schaft, auch eine solche bezüglich der Planeten durch die Ge-
sellschaft oder durch die Redaction des Berliner Jahrbuchs
stattfinden könnte.

Herr Krueger macht noch darauf aufmerksam, dass das
Jahrbuch schon jetzt freiwillige Beiträge gern annehme.

Auf Vorschlag des Vorsitzenden wird die Discussion be-
endigt, die weitere Behandlung des Gegenstandes dem Vor-
stand überlassen, von der Einsetzung einer besonderen Com-
mission aber im Einverständniss mit Herrn Gyldcn Abstand
genommen.

Die Tagesordnung führt nun zu dem Bericht über die Be-
arbeitung der Cometen. Dieser ist durch die Genfer Ver-
sammlung Herrn Krueger übertragen, und in dessen Auftrage
von Herrn Kreutz verfasst worden. (Abgedruckt als Anl. XIII).
Es geht aus demselben hervor, dass die Berechnung der Co-
meten von kurzer Umlaufszeit, abgesehen von den als verloren zu
betrachtenden,*) sich durchweg in festen Händen befindet. Von
den übrigen seit 1800 erschienenen Cometen sind 92 als der
definitiven Bearbeitung noch bedürftig zu betrachten, für 38
von diesen ist aber diese Bearbeitung theils schon begonnen,
theils von verschiedenen Astronomen zugesagt.

lieber die Bearbeitung der in früheren Jahrhunderten erschie-
nenen Cometen spricht Herr Weiss. Er glaubt zunächst, dass
wenn man zwischen neueren und älteren Cometen in dem Sinne
unterscheiden wolle, dass man als Grenze einen erheblichen
Fortschritt in der Genauigkeit der Ortsbestimmungen setze, für
diese Grenze nicht das Jahr 1800, sondern etwa das Auftreten

*) und zur Zeit des Vortrags des Cometen 1886 VII (Finlay), den aber
inzwischen Herr Lewis Boss übernommen hat.

von Olbers {gegen 1780) anzunehmen sei. Die früheren Co-
meten seien fast ausnahmslos nur sehr unsicher bestimmt, und
ihrer neuen Bearbeitung müsse einerseits die Untersuchung
über die Genauigkeit der Beobachtungen und der vorhandenen
Bahnbestimmungen vorausgehen, andererseits eine Sammlung
der Beobachtungen selbst, eine nach umfassendem Plane an-
gelegte neue Cometographie. Man könne dann als wahrschein-
lich annehmen, dass künftige neue Bahnbestimmungen, wenn
auch nicht sichere Ergebnisse im modernen Sinne, so doch
Kiemente der Cometen ergeben würden, deren Fehler als Func-
tionen des Fehlers eines einzelnen unter ihnen, z. B. des auf-
steigenden Knotens darstellbar seien, oder als Function einer
sonst mit den Elementen in Zusammenhang stehenden Grösse.

Auch Herr C. H, F. Peters verspricht sich von der Bear-
beitung einer solchen Cometographie grossen Nutzen, und hebt
dabei noch hervor, dass schon ein Sammeln von Notizen über
ältere Cometen, und eine Zusammenstellung derselben nach
dem beschränkteren Plane der Pingrc'schen Cometographie von
Wichtigkeit sei. Derartige Notizen würden zwar infolge der
Ungenauigkeit der aus ihnen zu ziehenden Ortsbe Stimmungen
für die directe Bahnbestimmung wenig Anhaltpunkte bilden,
wohl aber beim Wiedererscheinen grosser Cometen die Identi-
ficirung der älteren Erscheinungen wesentlich erleichtern.

Der Vorsitzende theilt die Ansicht der Herren Weiss und
Peters von der Wichtigkeit einer neuen Cometographie, ist aber
der Ansicht, dass die Bearbeitung einer solchen nur Sache eines
Einzelnen sein könne; er hoffe, dass die hier gegebene An-
regung auf fruchtbaren Boden gefallen sei, —

Die Tagesordnung führt nun zur Berichterstattung über
das Zonenunternehmen der Gesellschaft, Die über das-
selbe von den betheiligten Sternwarten eingesandten Berichte
sind in Anlage XI zusammengestellt. Der Vorsitzende 'zieht
aus ihnen das Gesammtergebniss, dass die Arbeit in den letzten
zwei Jahren gut fortgeschritten, und die Annahme berechtigt
sei, dass die nächste Versammlung grössere Theile derselben
vollendet sehen werde. Die Originalbeobachtungen sind voll-
ständig veröffentlicht für die Zone Helsingfors-Gotha, gedruckt,
aber nur zum Theii versandt sind dieselben für die Kasaner
und die Leidener Zone, begonnen hat der Druck noch für
den Anthcil der Sternwarte Christiania, welche die Vollendung
desselben für das Jahr 1 888 in Aussicht stellt. Ganz abgeschlossen
ist die Arbeil in Albany; eine Abschrift der Originalbeobach-
tungen soll der Gesellschaft druckfertig übergeben und in dem
Archiv derselben verwahrt werden, während der Druck des
Catalogs als Publication der Gesellschaft alsbald beginnen soll.

274

Auch für die Zonen Helsingfors-Gotha und Cambridge (U. S.)
ist die Bearbeitung des Catalogs weit fortgeschritten , etwas
weniger für die Bonner Zone; hier und auf den übrigen be-
theiligten Sternwarten sind auch die Arbeiten für die Veröffent-
lichung der Original beo bachtun gen und theilweise auch die
Beobachtungen noch nicht völlig geschlossen.

Herr Pechüle ist der Ansicht, dass die von der astrono-
misch-photographischen Conferenz zu Paris beschlossenen Ar-
beiten es wünschenswerth machen, den Abschluss der Gesell-
schaftsarbeit möglichst zu beschleunigen. Er stellt deshalb die
Anfrage, ob nicht in einzelnen Fällen diese Beschleunigung
durch eine Bewilligung von Geldmitteln seitens der Gesellschaft
erreicht werden könnte. Der Vor sitzende bemerkt, dass bis
jetzt eine derartige Unterstützung noch von keiner betheiligten
Sternwarte gewünscht worden sei; vielmehr seien die vorge-
kommenen Verzögerungen überall nur durch die Ausdehnunj;
der Arbeiten selbst, oder durch die Nothwendigkeit neben der
Zonenarbeit noch andere Arbeiten zu fördern bedingt gewesen.
Sollte aber eine derartige Hülfe nöthig werden, so werde der
Vorstand alles mögliche thun, um das Hindemiss wegzuräumen.

lieber die Vorbereitungen zu den Beobachtungen
der Südzonen sind Berichte von den Sternwarten Strass-
burg, Leiden und Karlsruhe eingegangen (s. Anlage XII),
Die letztere ist erst neuerdings dem Unternehmen beigetreten,
indem Herr Valentiner, um das Gewicht der Uectascensionen
der Anhaltsteme zu verstärken, den Anschluss derjenigen unter
ihnen, welche nicht zugleich dem Fundamental- Catalog des
Berliner Jahrbuchs angehören, an die Sterne des letztem in
den Arbeitsplan seiner Sternwarte aufgenommen hat. Ander-
weitig ist ferner bekannt, dass die Capstern warte ihre Beob-
achtungen zur Bestimmung der Anhaltsteme abgeschlossen hat,
und von der Sternwarte zu Madison liegen schon die Resul-
tate in Band 4 und 5 der Washbum Observations gedruckt
vor. Von den andern betheiligten Sternwarten ist etwas Nrihores
über den jetzigen Stand ihrer Arbeiten nicht bekannt geworden.

Mit der Bearbeitung des den Südzonen zu Grunde zu
legenden Fundamental -Catalogs wird sich der Vorsitzende dem-
nächst selbst beschäftigen. Für die Beobachtung der Zonen
zwischen den Parallelen von — 2° und — 23° liegen bereits
mehrere Anerbietungen vor, so dass vielleicht bald eine defi-
nitive Zutheilung der ganzen Zone an verschiedene Sternwarten
stattlinden kann.

Endlich wird der Bericht über die photometrischen Ar-
beiten über die Sterne der Bonner Durchmusterung
erstattet. Der Geschäftsführer der dafür eingesetzten Com-

^75

mission, Herr Seeliger, gibt einen Auszug aus dem aus-
führlichen Berichte des Herrn Wolff, welcher als Anlage XIV
abgedruckt ist. Herr Wolff hat bis jetzt, zunächst zur Bestimmung
des photometrischen Verhältnisses zwischen den Grössenklassen
der Durchmusterung, 59 Reihen von 255 Sternen erhalten, im
ganzen 485 Beobachtungen.

Im Anschluss hieran theilt der Vorsitzende mit, dass die
Herstellung des seit längerer Zeit in Aussicht genommenen
neuen Catalogs der veränderlichen Sterne noch nicht
möglich gewesen sei, der Gegenstand werde aber vom Vor-
stande sorgfaltig im Auge behalten. Auch bemerkt noch Herr
Folie bei dieser Gelegenheit, dass der von E. Quetelet bear-
beitete Sterncatalog zu Ende des Jahres erscheinen werde.

Es folgt die Wahl des Versammlungsortes für 1889. Zu-
nächst theilt der Vorsitzende aus einem Briefe des Herrn O.
Struve mit, dass dieser bei der Bestimmung der Zeit für die
nächste Versammlung eine Collision mit dem im August 1889
stattfindenden Jubiläum der Sternwarte Pulkowa zu vermeiden er-
suche; eine persönliche Anwesenheit der Pulkowaer Astronomen
auf der Kieler Versammlung sei durch die der letzteren un-
mittelbar vorhergegangene Sonne nfinstemiss verhindert worden.
Bezüglich des Ortes der nächsten Versammlung halten die
Herren Folie und Seeliger ihre gestrigen Vorschläge aufrecht.
Bei der Abstimmung erhält Brüssel die Mehrheit der Stimmen.

Den letzten Theil der Sitzung bilden wissenschaftliche
Vorträge.

1. Herr Weyer: lieber Interpolation bei periodischen
Functionen (in Anlage II vollständig abgedruckt.) *)

2. Herr Thiele: Ueber Ausgleichung und Interpolation
von Zeitbestimmungen (Anlage III).

3. Freiherr v. Haerdtl: Ueber die Bearbeitung des perio-
dischen Cometen von Winnecke (Anlage IV).

4. Herr Folie: Ueber die stündliche Nutation der Erd-
kruste (Anlage V).

5. Herr Spörcr: Ueber die Periodicität der Sonnenflecken
seit dem Jahre 1618 (Anlage VI).

Schluss der Sitzung 1^/4 Uhr.

Dritte Sitzung, 1887 August 31.

Nach Eröffnung der Sitzung kurz vor lO'/a Uhr wird zuerst
das Protocoll der zweiten Sitzung verlesen und nach einer
kleinen Aenderung genehmigt.

*) Vergl. auch A. N. Band 117, Nr. 2804. Auf Wunsch des Herrn
Weyer ist der Vortrag hier in seiner ursprünglichen Form wiedergegeben.

276

Vor dem Eintritt in die Tagesordnung theilt Herr Krueger
mit, dass nach einem eben von Herrn Dr. Holetschek in Wien
eingegangenen Briefe der am 24. August von Brooks entdeckte
Comet wahrscheinlich mit dem erwarteten Olbers'schen identisch
sei; zu gleichem Ergebniss sei heute Morgen Herr Kreutz
gekommen.

Die am 29. August mit der Revision der Rechnung des
Herrn Rendanten beauftragten Herren Safarik und Weyer be-
antragen Decharge für die Cassenverwaltung in der abgelaufenen
Finanzperiode. Die Versammlung ertheilt diese Decharge (s.
Anlage XVI).

Vor den vorzunehmenden Neuwahlen für den Vorstand
werden die für diese maassgebenden Paragraphen der Statuten
verlesen; vom Vorsitzenden wird daran erinnert, dass nur un-
zweideutige Stimmzettel als gültig angesehen werden können,
dass also den Namen, welche mehreren Mitgliedern der Gesell-
schaft gemeinsam sind, möglichst genaue Bezeichnungen bei-
zufügen seien, welche alle Zweideutigkeit hinwegräumen.

Die Prüfung der Wahlzettel und Feststellung der Wahl wird
den Herren Oudemans und Spörer übertragen.

1. Wahl eines Schriftführers.
Abgegeben 41 Stimmzettel. Es fallen

40 Stimmen auf Herrn Seeliger,

I Stimme » » E. Becker.
Herr Seeliger ist somit gewählt und nimmt die Wahl
dankend an.

2. Wahl von drei Vorstandsmitgliedern ohne besondere Be-
zeichnung des Amtes, auf gemeinsamem Stimmzettel.

Abgegeben 4 1 Stimmzettel. Die Stimmen vertheilen sich so :
38 Stimmen für Herrn Auwers,

H. G. van de Sande Bakhuyzen,

Otto Struve,

Newcomb,

Pickering,

C. H. F. Peters,

Oudemans,

E. Becker,

Folie,

I Stimme

Harzer,

Krueger,

Schur,

Gyldön,

diese letztere ist

aber

ungültig, da Herr G}id6n bereits Mit-

glied des

Vorstandes

ist;

ferner lauten 3 Stimmen für den

ftJil^

Namen Gauüer, z für Bakhuyzen, 2 für Struve ohne nähere
Bczeichoungen.

Die absolute Majorität ist aiso nur für Herrn Auwers, der
die Wahl dankend annimmt, erreicht, und für den abwesenden
Herrn H. G. Bakhuyzen [der inzwischen die Wahl ebenfalls
angenommen hat]. Für die dritte Stelle ist ein weiterer Wahl-
gang nötliig, bei welchem wiederum 4 1 Stimmzettel abgegeben
werden und die Stimmen sich so vertheilen:
17 Stimmen für Herrn Otto Struve,
14 » » " Newcomb,

4 . . . C. H. F. Peters,

je eine Stimme für die Herren E. Becker, Harzer, Picke*
ring und Auwets {letztere ungültig).
Da wiederum V^ine absolute i\Iajorität erreicht ist, so findet
nach § 2 1 der Statuten eine engere Wahl zwischen den Herren
O. Struve und Newcomb statt.

Von 41 abgegebenen Stimmen fallen nunmehr
22 Stimmen auf Herrn Otto Struve,
ig » » » Newcomb.

Herr O. Struve ist somit gewählt; eine Erklärung desselben
über Annahme einer Stelle im Vorstande liegt nicht vor.*)
3. Wahl des Vorsitzenden aus der Zahl der Vorstandsmitglieder,
die von der Gesellschaft nicht mit besonderen Aemtern
bekleidet sind.

Abgegeben werden 40 Stimmzettel, und es erhalten
36 Stimmen Herr Auwers,
2 6 6 Gylden,

2 . » Otto Struve.

Herr Auwers nimmt die Wahl dankend an, und ernennt
nach § 16 Herrn GjIdC-n zu seinem Stellvertreter.

Hierauf werden die wissenschaftlichen Vorträge fort-
gesetzt.

1. Herr Hartwig legt die Baupläne der in Bamberg zu
erbauenden Sternwarte vor und setzt die in Aussicht genom-
menen Kinrichtungen in derselben aus einander. (Der Vortrag
nebst Zeichnung ist als Anlage Vll beigegeben.)

2. Herr Herz macht einige vorläufige Mittheilungen über
die V. KufTner'sche Sternwarte in Wien.

Das Gebäude, welches von Ost nach West 25 m, von Nord
nach Süd iS'j^tn hat, enthält an Beobacbtungsräuml ich keilen
einen Meridiansaal von 8m Länge und 6ra Breite, einen

*) Herr Struve hat die Wahl niclit angenommen vinil dct Vorsland
darauf Herrn Newcomb cnoplirt. Vcrgl. S. 263 f.

278

Raum für ein Instrument im ersten Vertical von 7 m Länge
und 6 m Breite, und einen Refractorraum von 6.3 m Durch-
messer. Ausserdem sind ein Laboratorium, ein Raum zum Auf-
stellen von kleineren Instrumenten, zwei Arbeitszimmer, zwei
Schlafzimmer für die Observatoren, und endlich eine aus Zim-
mer und Küche bestehende Wohnung für den Institutsdiener
vorhanden.

Die Pfeiler sind sämmtlich von der Kellerflucht aus isolirt;
die Breite der Klappen beträgt i.i m.

Das Objectiv des Meridiankreises hat 122 mm freie Oeff-
nung, 1 50 cm Brennweite, und ist von vorzüglicher Güte. Der
Kreis hat 55 cm Durchmesser und ist von 2 zu 2 Minuten ge-
theilt. Die Schrauben der Ablesemikroskope wurden auf Wunsch
des Vortragenden so geschnitten, dass drei Revolutionen gleich
dem Zweiminuten-Intervall sind; die Trommel ist in 100 Theile
getheilt, so dass die Summe der Ablesungen der vier Mikroskope
direct Zehntelsecunden gibt. . Für die bequemere Beleuchtung
in der Nadirstellung des Instrumentes ist jederseits ein Paar
von zwei in der Entfernung von 60 cm vertical über einander
stehenden Spiegeln angebracht, welche das Licht von der Be-
Icuchtungslampe direct auf das Ocular des in das Nadir ge-
stellten Fernrohres werfen.

Auf der Nordseite ist ein Collimator, auf der Südseite eine
Mirenlinse, in deren Brennpunkt (in 25 m Entfernung) eine Mire
angebracht ist. Der Aufstellungspunkt des Meridiankreises ist
etwas gegen Süden verschoben, so dass der Umlegebock be-
quem von der Nordseite eingeführt und die Umlegung zwischen
Meridian- und Collimatorpfeiler ausgeführt werden kann.

Das Objectiv des Refractors hat 270 mm freie Oeffnung
und 350 cm Brennweite; zum Refractor gehören ein Positions-
mikrometer von Repsold, ein Steinheirsches Doppelbild-Mikro-
meter, ein Ringmikrometer u. s. w. Ein Instrument im ersten
Vertical soll später angeschafft werden. Ausserdem besitzt die
Sternwarte eine Uhr von Kutter aus Stuttgart, eine von Urban
aus Wien mit elektrischem Contact, einen 13-Schläger von
Hohwü, einen Streifen- Ableseapparat, System Sterneck-Herz,
den der Vortragende auch vorzeigte, und andere kleinere
Instrumente.

Die Coordinaten der Sternwarte sind nach den bisher vor-
genommenen vorläufigen Bestimmungen

Polhöhe = 48°i2'47?7
Länge =^ ii™36!i Ost von Berlin.

Das Personal der Sternwarte besteht aus Dr. Herz als Leiter,
Dr. J. Raffmann als Assistenten, einem Ilülfsrechner und dem
Institutsdiener.

1^«^

279

Zu den ständigen Arbeiten der Sternwarte gehören:

a) am Meridiankreis: Zeitbestimmungen , Fixstembestim-
mungen (bisher über 300 meist von Sternen von 9. Grösse
abwärts), Mondcultninationen (bisher 35);

b) am Refractor: Beobachtung der Jupitertrabanten und
Durchmessung von Sternhaufen.

Im Laboratorium wurden Versuche gemacht zur Einführang
des Selens als Mikrometer und Photometer. Infolge des durch
Insolation verminderten Leitungswiderstandes sollte durch Her-
vorrufen eines Inductionsstromes automatische Registrirung er-
zielt werden ; femer durch die infolge veränderlicher Licht-
menge entstehende Verschiedenheit in der Stromstärke ein
Rückschluss auf die Helligkeit des Gegenstandes gezogen werden.
Die bisherigen Resultate sind jedoch , wahrscheinlich infolge
mangelhafter Fräparation des Selens, noch durchweg negativ
ausgefallen.

3. Herr Auwers legt eine reiche Sendung von Photo-
graphien vor, welche Herr E. v. Gothard aufgenommen und
für die Bibliothek der Gesellschaft bestimmt hat. Dieselbe
enthält insbesondere Darstellungen von Nebelflecken und Stern-
haufen mit ihren Umgebungen, sowie solche vom Monde mit
dem aschgrauen Licht; ausserdem Photographien von Instru-
menten der Sternwarte in Heröny. Ein ausführlicher Bericht
über dortige Einrichtungen und Arbeiten ist beigefügt; derselbe
ist als Anlage VIII gegeben.

Nachdem die Sitzung eine Stunde lang unterbrochen worden

4, der Vorsitzende eine Mittheilung des Herrn Dr. V.
Knorre vor: über die Genauigkeit von Zonen-Beob-
achtungen in der Milchstrasse.

Die Miltheilung enthält die Vergleichung der Wiederholungen
von zwei bez. am 16. und am 19. Juni 1887 zur Aufsuchung
des Planeten Klotho in der Gegend i&'l'j - — 8° am Berliner
Refractor mit dem Registrirmibrometer (Declinographen) beob-
achteten Zonen. Die erste Zone von 1 2'°io' Länge in AR und
4' Breite in Decl. ist 3 Mal für AR und Decl., und 2 Mal für
Decl. und Grösse durchbeobachtet und enthält 115 Sterne,
meist II. bis 13. Grösse; die zweite Zone von ii'"48' Länge
und 4' Breite ist 3 Mal für AR und Decl. und 1 Mal für Decl.
und Grösse beobachtet und enthält 127 Sterne. Am ersten
Tage sind 51 Sterne in sämmtlichen AR-Zonen und 56 in
sämmtlichen Decl. -Zonen beobachtet, und diese Beobachtungen
zur Bestimmung des w.F. benutzt, welcher sich für eine AR-
Beobachtung daraus ^= ±o'i 2 und für eine Deci.-Beobachtung
= ±1'^ ergibt. Am zweiten Tage sind die entsprechenden

Yiciteljahnsclir. d. Aitronon. Ceielluhart. ai. I 9

28o

Zahlen 53, 70, ±o!i2, ±i'i- Diese w.F. sind grösser als die
von Dr. Knorre in einer früheren Mittheilung über seine Zonen-
Beobachtungen (A. N. 2730) abgeleiteten, vermuthlich wegen
der schnellen Folge der Beobachtungen in diesen stemreichen
Gegenden, in welchen, um die früher erreichte Genauigkeit
beizubehalten, die Zonen woht noch schmäler genommen werden

5. Herr E. Lamp spricht über die von ihm in jüngster
Zeit als Fortsetzung seiner frühem Arbeit ausgeführte Parallaxen-
Bestimmung des Doppelsterns £2398 {Anlage IX).

6. Heti Schräm macht Slittheilung von der unter seiner
Leitung beendeten Berechnung der Differentialquotienten zu
Oppolzer's Mondtheorie. Oppolzer hatte schon zur Zeit, als
er seinen Entwurf einer Mondtheorie herausgab, begonnen ge-
habt nach den dort milgethcilten Formeln die Entwickelung
analytisch durchzuführen; eine Arbeit, die natürlich auf Jahre
hinaus berechnet war, und die wohl jetzt nach seinem Tode
wenig Aussicht auf völlige Vollendung hat.

Oppolzer hatte aber die Absicht gehabt eine Publication
der Theilresultate schon bei l^rlangung der Ausdrücke für die
Differentialquotienten eintreten zu lassen, und es war die dies-
bezügliche Rechnung bei Oppolzer's Tode schon über die
Bildung der störenden Kräfte hinaus vorgeschritten.

Damit nun die bereits gemachten umfangreichen Rechnungen
nicht völlig verloren seien, Hess die Frau Hofräthin von Oppolzer,
in pietätvoller Fürsorge für das Werk ihres verstorbenen Gatten,
die Rechnung von den bisherigen Hütfsrechnern weiterführen,
indem sie gleichzeitig dem Vortragenden den Antrag machte
die Leitung dieser Arbeit zu übernehmen. Es gelang, die Rech-
nung in einigen Monaten bis zu dem von Oppolzer zunächst ins
Auge gefassten Punkte abzuschliessen, und Mitte Juli konnte
dieselbe der Kaiserlichen Akademie in Wien übergeben werden,
welche diese Abhandlung im 54, Bande ihrer Denkschriften
publiciren wird.

Gleichzeitig überreicht Herr Schräm im Auftrage der Hof-
rätlün von Oppolzer der Astronomischen Gesellschaft eine zur
Erinnerung an Theodor von Oppolzer geprägte Bronzemedaille
zum bleibenden Andenken an das langjährige und so überaus
hervorragende, zu früh dahingeschiedene Mitglied.

7. Herr C. H. F. Peters spricht über die durch die Ge-
sammtheit der kleinen Planeten im Planetensystem hervor-
gebrachten Störungen. {Die Arbeit des Vortragenden wird an
anderer Stelle veröffentiiclit werden.) Eine Bemerkung des Herrn
Peters, nämlich dass die grössten Körper des Systems der
kleinen Planeten fast allein die Gesammlwirkung des Systems

28l

bestimmen, gibt Veranlassung zu einer Discussion zwischen den
Herren Peters und Thiele. Der letztere hält es nämlich für
nöthig, die Wirkung solcher überwiegend einflussreichen Körper
für sich zu behandeln, und ebenso die Wirkung der übrigen
für sich.

8. Herr Weiss hat eine neue Ausgabe der Oeltzen-Arge-
lander'schen Zonencataloge in Aussicht genommen, und erläutert,
unter Vorlage von Probebogen, die von denen der altern vielfach
abweichenden Einrichtungen derselben, sowie die Mittel, die
er ergriffen hat, um seine jetzige Arbeit von den groben Fehlern
der Zonenbeobachtungen möglichst zu reinigen. Besonders hebt
der Vortragende hervor, dass den Stemörtern aus den süd-
lichen Argelander'schen Zonen die Praecessions-Beträge zur
Reduction von 1850 auf 1875 beigegeben werden sollen, und
erläutert die Berechnung und Einrichtung der zu diesem Zwecke
hergestellten (und bereits in den Denkschriften der Wiener
Akademie veröffentlichten) Praecessionstafeln. — Herr Auwers
erinnert hierbei daran, dass nicht bloss für die nördliche Hälfte
von Argelander's südlichen Zonen (durch den 8. Band der
Bonner Beobachtungen) die Hülfsmittel zur Reinigung der Zonen
von groben Fehlern gegeben seien, sondern voraussichtlich auch
schon für die südliche. Denn sehr wahrscheinlich seien
die Durchmusterungs-Arbeiten der Sternwarte Cordoba hierzu
schon genügend weit vorgeschritten, so dass es zweckmässig
erscheine, sich deshalb mit Herrn Dr. Thome in Verbindung
zu setzen. — An die Bemerkung des Herrn Weiss anknüpfend,
dass die angebrachten Verbesserungen an vielen Stellen die
Reihenfolge der Sterne nach den Rectascensionen ver-
ändert und somit eine ganz neue Numerirung der Sterne
nöthig gemacht hätten, spricht Herr C. H. F. Peters den Wunsch
aus, dass in den neuen Catalogen auch die alten Oeltzen'schen
Nummern zu finden sein möchten.

g. Herr Oudemans hält einen Vortrag über die sog.
Pothenot'sche Aufgabe, in welchem er nachweist, dass ein bereits
von Ptolemaeus gelöstes Problem principiell damit identisch
ist. Einige historische Bemerkungen der Herren Herz und
Weyer schliessen sich an. Der Vortrag ist als Anlage X ab-
gedruckt.

• 10. Eine zweite Mittheilung des Herrn Oudemans bezieht
sich auf die Sichtbarkeit von Nebelflecken und Protuberanzen.
Lange Zeit hat er sich vergeblich bemüht, um zu andern Zeiten
als bei Finsternissen mit einem hinlänglich starken, aus 6 Pris-
men bestehenden Spectroskop von Cooke die Protuberanzen zu
erblicken, bis es ilun endlich einmal, aber nachmittags und bei
einem überaus klaren blauen Himmel gelang, wie er in Holland

19*

282

nur selten vorkommt. Dies war conform den Behauptungen
der Herren Spörer und Tacchini, mit denen er über die Sache
Raths gepflogen hatte.

Ebenso hatte er sich immer vergebens nach dem Merope-
Nebel umgesehen. Nachdem es aber, eines Tages im October
1885, nachmittags geregnet hatte und die Luft wieder ganz
klar geworden war, fiel ihm im Fernrohr die ungewöhnliche
Schwärze des Hintergrundes des Himmels auf, und als er darauf
das auf 7 Zoll abgeblendete SteinheiPsche Fernrohr nach den
Plejaden richtete, war der Merope-Nebel so schön sichtbar, wie
nur verlangt werden konnte.*) Auch der dunkle Streifen im An-
dromeda-Nebel, welchen er früher nicht hatte sehen können,
war damals sichtbar.

Grössere Femröhre können zwar die Helligkeit der Sterne
vermehren, nicht aber die Albedo eines Nebelfleckes, und
Redner will also mit dem mitgetheilten nur dies betonen, dass
die Sichtbarkeit schwacher Nebelflecke hauptsächlich von der
Abwesenheit von weissem Wasserdunst, Heiderauch oder der-
gleichen abhängt, und dass also für die Beobachtung dieser
Objecte das Klima von der grössten Wichtigkeit ist. In einem
feuchten Klima, wie in Holland, sei es eine hoffnungslose Sache,
das Studium von Nebelflecken zu machen; jedenfalls im Ver-
gleich mit dem Klima von Italien, Griechenland u. s. w.

1 1, Herr Safarik zeigt ein von den Herren Fritsch in Prag
ausgeführtes Passageninstrument vor, dessen Haupteigenthüm-
lichkeit darin besteht, dass dieselben die Libelle in das Innere
der horizontalen Axe gelegt haben. Das Instrument ist in sehr
kleinem Maassstabe ausgeführt (das Femrohr hat 26 cm Brenn-
weite, 28 mm Oeff'nung, 28malige Vergrösserung); nach der
Ansicht des Vortragenden würde die Ausführung in grösserem
Maassstabe lohnend sein.

Die Tagesordnung ist hiermit erschöpft; das Protocoll der
heutigen Sitzung wird verlesen, genehmigt und statu tengemäss
vollzogen.

*) Für die Beiirtheilung der Beständigkeit der Sichtbarkeitsverhaltnisse
dieses Nebels ist eine Beobachtung von Interesse, welche Prof. Auwers und
Dr. Küstner im Decembcr 1887 bei Prüfung eines Bamberg'schen Fern-
rohrs mit Objectiv aus Jenenser Glas von ö^'j Zoll Oeflhung anzustellen
Gelegenheit hatten. Bei einer für die eingeschlossene Lage der Berliner Stern-
warte guten, immerhin nur massig durchsichtigen Luft war der Merope-Nebel
nicht nur in diesem Fernrohr ein bei passender massiger Vergrössenmg
sehr auffälliges und in seiner Form, namentlich am folgenden Rande, gut
erkennbares Object, sondern derselbe war auch in dem zugehörigen Sucher
von 2 Zoll Oeffnung bei einiger Aufmerksamkeit unzweifelhaft kenntlich
— alles in vollständiger Uebereinstimmung mit den vor 26 Jahren in
Königsberg gemachten Beobachtungen. A. A.

28:;

Darauf bringt der Vorsitzende noch der Stadt und der
Universität Kiel, und dem Director und den übrigen Astro-
nomen der Sternwarte den Dank der Gesellschaft dar, und
schliesst sodann um 3*/^ Uhr die Sitzung und die zwölfte all-
gemeine Versammlung der Astronomischen Gesellschaft.

Anlagen zum Bericht über die Versammlung der
Astronomischen Gesellschaft zu Kiel 1888.

A. Wissenschaftliche Vorträge.

Ueber den Einfluss der Luftfeuchtigkeit auf den Gang
der Chronometer.

Von Prof. C. F. W. Pelers.
(Vorgetragen in der Siliang am 29. August 1887.)

Während der letzten 14 Jahre habe ich Gelegenheit gehabt,
Untersuchungen nach verschiedenen Richtungen an einer über-
aus grossen Zahl von Chronometern ausführen zu können, über
deren Resultate ich mir erlauben möchte an dieser Stelle
kurz zu berichten. Der nächstliegende Zweck dieser Unter-
suchungen bestand darin, aus dem Verhalten der Chronometer
am Lande und auf den Schiffen ein möglichst sicheres Ur-
theil über ihre Zuverlässigkeit zu erlangen. Wenn nun auch
die gefundenen Resultate zunächst von Interesse für die Nautik
sind, so %¥ird es Ihnen doch interessant sein, einen kurzen
Ueberblick über die Untersuchungen eines auch für die Astro-
nomie wichtigen Instrumentes zu erhalten.

Ein sehr schwerwiegender Nachtheil, welcher dem Chrono-
meter gegenüber der Pendeluhr anhaftet, besteht bekanntiich
in der Schwierigkeit der Herstellung vollkommener Compen-
satio ns Vorrichtungen. Bei weitem die grösste Anzahl von
Chronometern hat die Eigenschaft, dass nur bei einer ganz
bestimmten Temperatur kleine Aenderuogen derselben keinen
Einfluss auf den Gang haben ; bei dieser Temperatur sind die
Schwingungen der Unruhe am schnellsten, bei höheren sowohl
als niedrigeren Temperaturen werden sie langsamer. Diesen
Umstand zu beseitigen, hat man sogenannte Hülfscompen-
sationen von grösserer und geringerer Vollkommenheit her-
gestellt, da aber der Einfluss der Temperatur nicht nur in der
Ausdehnung einzelner Theile der Unruhe , sondern auch in
der Veränderung der Elasticität der Spiralfeder und des Zu-
standes des Oeles besteht, die Grösse dieser Einwirkungen
aber mit der Zeit veränderlich ist, so ist es bisher noch nicht

285

gelungen, eine dauernd vollkommene Compensationsvorrichtung
herzustellen.

Die unvollkommensten Systeme der Hülfscompensationen
sind nun diejenigen, welche so eingerichtet sind, dass bei einer
bestimmten Temperatur ein bis dahin auf irgend eine Weise,
gewöhnlich durch die Elasticität einer angespannten Feder, an
der äusseren Lamelle der Unruhe festgehaltenes Gewicht an-
fangt, sich der Drehungsaxe der Unruhe zu nähern, um die
Schnelligkeit der Schwingungen zu beschleunigen. Hierdurch,
sowie durch Anwendung anderer Systeme, welche auf ähnlichem
Principe beruhen, wird natürlich die Continuität der Gänge
gestört, und da die Temperatur, bei welcher das Gewicht sich
von der äusseren Lamelle loslöst, wegen der überaus zarten
Beschaffenheit des Apparates sehr leicht veränderlich ist, so
werden derartige Chronometer für wissenschaftliche Zwecke
meistentheils nicht mit Vortheil verwandt werden können. Der
Nutzen der Hülfscompensationen ist aber überhaupt ein zweifel-
hafter. Thatsächlich gibt es viele Chronometer ohne diese
Vorrichtung, welche in sehr weiten Grenzen nur eine äusserst
geringe Abhängigkeit von der Temperatur zeigen, während an-
dere von anscheinend genau derselben Construction sehr em-
pfindlich gegen Temperaturschwankungen sind. Euer spreche
ich natürlich nicht von demjenigen Fehler der Chronometer,
welcher gewöhnlich mit dem Ausdruck der „zu schwachen**
oder „zu starken** Compensation bezeichnet wird, und welcher
durch Verstellung gewisser Gewichte an der Unruhe beliebig
verändert werden kann, sondern ich spreche von dem schon
erwähnten secundären Einflüsse der Temperatur, welcher be-
wirkt, dass das Chronometer sowohl bei hohen als auch bei
niedrigen Temperaturen das Bestreben zum Retardiren hat.
Dieser secundäre Einfluss der Temperatur wird, wenn nicht
ganz, so doch jedenfalls theilweise durch die Beschaffenheit
der Spiralfeder bewirkt, und da diese Beschaffenheit erfahrungs-
mässig im Laufe der Zeit, vermuthlich infolge der fortwäh-
renden Bewegung, sich verändert, so ist eine auf die Dauer
wirksame Hülfscompensation doch nicht herzustellen.

Seit ungefähr lo Jahren werden die Chronometer der Deut-
schen Marine bezüglich ihrer Compensationsfehler sowohl in
Kiel als in Wilhelmshaven regelmässig untersucht, und es wird
einem jeden Chronometer, wenn es an Bord gegeben wird,
eine Temperaturtabelle mitgegeben, aus welcher die Reduction
der beobachteten Gänge auf eine bestimmte Normaltemperatur
entnommen werden kann. Hierbei wird vorausgesetzt, dass die
Gänge von der ersten und zweiten Potenz der Temperatur

286

abhängig sind, dass also der Gang etwa durch eine solche
Formel

tägl. Gang = ^-f-flO-J-i#'
ausgedrückt werden kann, wo # die Temperatur, und die Grössen
a und b Conslanten bezeichnen, welche durch die Beobachtung
zu bestimmen sind. Die Grösse g würde dem Gange bei der
Normaltemperatur entsprechen, und kann auf die Dauer nicht
als constant angenommen werden.

Vorläufige Untersuchungen, welche ich auf der hiesigen
Sternwarte im Jaiu-e 1877 anstellte, zeigten den grossen Nutzen
der Anwendung solcher Temperaturtabellen, und dieselben
wurden denn auch infolge einer Verfügung des Chefs der
Admiralität in der Marine eingeführt. Hier hat sich aber im
Laufe der Zeit gezeigt, dass der Nutzen zwar evident war,
wo die Chronometer erhebliche Compensationsfehler hatten,
dass aber, wo dies nicht der Fall war, die aus den Tabellen
entnommenen Werthe in der Regel ziemlich bedeutungslos
wurden im Vergleich zu den sonstigen Unregelmässigkeiten der
Gänge, und dass es theilweise sogar schien, als wenn auf der
See der Einfluss der Temperatur auf den Gang ein anderer
sei, als auf dem Lande.

Hiermit im Zusammenhang dürfte folgende von Prof. Bor-
gen in Wilhelmshaven und mir gemachte Erfahrung stehen.
Die von mir vorhin mit a und b bezeichneten Coefficienten
der ersten und zweiten Potenz der Temperatur werden auf der
Sternwarte in Wilhelmshaven und dem hiesigen Chronometer-
Observatorium in jedem Winter für eine grosse Zahl von
Chronometern ermittelt. Wenn nun die Bestimmung dieser
Grössen wiederholt wird, so findet man zum Theil merklich
verschiedene Resultate, und zwar bat sich häufig gezeigt, wenn
man eine Reihe von Chronometern etwa in zwei auf einander
folgenden Jahren untersucht, dass die Veränderung der Coef-
ficienten bei der Mehrzahl der Chronometer in demselben
Sinne stattgefunden hat. Als ich zuerst Untersuchungen in
dieser Art ausführte, schien es mir, als wenn im Laufe der
Zeit der CoefEcient der ersten Potenz der Temperatur sich
vorwiegend im positiven Sinne, dagegen der Coefficient des
Quadrates der Temperatur sich vorwiegend im negativen Sinne
veränderte. Als Professor Borgen ähnliche Untersuchungen
ausführte, fand er ebenfalls, dass die Temperatutcoefficienten
sich vorwiegend in dem gleichen Sinne veränderten, nur fand
er umgekehrt, dass die Grösse a das Bestreben habe, sich nach
der negativen Seite hin zu verändern.

Theilweise erklären sich diese Resultate wohl dadurch, dass
der Einfluss der Temperatur auf den Gang nicht so einfach

287

ist, wie ihn die von mir vorhin genannte Formel ausdrückt.
Wäre der Gang eines Chronometers durch die Formel

genau darstellbar, so würde er, wenn man ihn graphisch dar-
stellen und etwa die Temperaturen als Abscissen, die Gänge
als Ordinaten eines rechtwinkb'gen Coordinatensystems auf-
zeichnen wollte, als Gangcurve eine Parabel ergeben, deren
Axe auf der Abscissenaxe senkrecht steht. Wenn man aber
als Ordinaten die wirklich beobachteten Gänge annimmt, so
erhält man in der Regel eine Curve, welche einer Parabel
zwar ähnlich ist, deren beide Aeste aber nicht gleich steil ge-
gen die Abscissenaxe verlaufen. Die Folge davon ist, dass
man verschiedene Elemente für die Parabel erhält, je nach
der Höhe der Temperaturen, bei welchen die Gänge beob-
achtet sind, und dass zum Theil die Temperaturcoefficienten
schon merklich verschieden ausfallen können, wenn die Tempe-
raturen etwa zwischen den Grenzen + 30** und +10°, oder
zwischen den Grenzen +25° und + 5*^ liegen. Wenn also
in verschiedenen Jahren die Temperaturgrenzen nicht ganz
gleich sind, so würde es sich erklären, dass die Mehrzahl der
gefundenen Coefficienten sich in demselben Sinne verändert
hat Auf eine zweite Ursache, welche ein gleiches Resultat
hervorrufen kann, komme ich nachher noch zu sprechen.

Ich möchte zunächst nur noch eine andere Erscheinung
erwähnen, nach deren Ursache lange vergeblich gesucht ist.
Es hat sich nämlich gezeigt, dass die Chronometer, wenn sie
von dem Observatorium nach den Schiffen gebracht werden,
ihre Gänge häufig um sehr erhebliche Beträge, und zwar meist
im positiven Sinne ändern. Vor einigen Jahren habe ich eine
Zusammenstellung solcher Gangänderungen gemacht, und es
zeigte sich dabei, dass unter 24 Fällen, wo die Gangänderung
über 2 Secunden betrug, diese Aenderung 2 2 mal nach der
positiven und nur 2 mal nach der negativen Seite stattfand.
Der Betrag der Gangänderungen ging bis zu 8 Secunden täg-
lich, in einem späteren Falle, der von mir besonders genau
untersucht werden konnte, weil das an Bord gegebene Chrono-
meter nach einigen Tagen in meine Hände zurückkam, zeigte
sich, dass der tägliche Gang des Chronometers auf dem Schiffe
13 Secunden anders war, als vorher und nachher auf der
Sternwarte, und zwar ging auch in diesem Falle das Chrono-
meter auf dem Schiffe langsamer als auf dem Lande.

Dieser höchst merkwürdige Umstand musste natürlich zu
eingehenden Untersuchungen über die Ursache anregen, welche
ihn herbeiführte. Zunächst lag die Vermuthung nahe, dass die
Bewegung des Schiffes einen merklichen Einfluss auf den

288

Chronometer gang haben könne. Ich will hier nicht nähet auf
die Untersuchungen eingehen, welche ich nach dieser Richtung
hin anstellte, und die durchaus zu negativen Resultaten führten.
Entscheidend war namentlich der Umstand, dass die Chrono-
meter sich ebensowohl in ihrem Gange änderten, wenn das
Schiff in Bewegung war, als wenn es ruhig im Hafen lag.

Zweitens wurde die Vennuthung aufgestellt, dass der Trans-
port der Chronometer von der Sternwarte nach dem Schiffe
die Gangänderung hervorrufen könne. Allerdings hätte dann
eine ähnliche Gangänderung stattfinden müssen, wenn die
Chronometer von den Schiffen nach der Sternwarte zurück-
transportirt wurden. Dieselbe fand auch statt, aber gerade im
entgegengesetzten Sinne. Die Frage wurde aber entscheidend
beantwortet, als vor 4 Jahren 70 Chronometer der Marine von
der hiesigen Sternwarte nach dem unmittelbar am Hafen be-
findlichen Chronometer-Observatorium überbracht wurden. Bei
keinem einzigen dieser Chronometer trat eine auffällige Gang-
ändening ein, auch war durchaus gar keine Tendenz zu einer
Gangänderung im positiven Sinne erkennbar; in 36 Fällen war
die Aenderung positiv, in 34 Fällen negativ.

Eine wichtige Untersuchung betraf nun noch die Frage,
ob der Schiffsmagnetismus den ChronomeCergang merklich beein-
flussen könne. Nun ist zu bemerken, dass auf den Schiffen
nirgends an solchen Stellen, wo man verständiger Weise die
Chronometer placiren wird, der Schiffsmagnetismus stärker ist
als der Erdmagnetismus. Wenn man demnach nachweisen
kann, dass der Erdmagnetismus keinen Einfluss auf den Gang
eines Chronometers hat, so kann man sicher sein, dass der
Schiffsmagnetismus ihn auch nicht haben wird. Um Unter-
suchungen nach dieser Richtung ausführen zu können, ver-
schaffte ich mir von dem hiesigen physikalischen Institut einen
grossen kräftigen Magnetstab, den ich in solche Richtung und
Entfernung von einem Chronometer brachte, dass die Nadel
eines kleinen, auf das Chronometer gesetzten Compasses völlig
astatisch wurde, so dass also der Erdmagnetismus hier völlig
aufgehoben war. Das Chronometer wurde darauf einige Tage
beobachtet, und dann der Magnet umgedreht, so dass der Süd-
pol dahin kam, wo vorher der Nordpol war und umgekehrt.
Hierauf wurde das Chronometer weiter beobachtet und das
Verfahren öfter, und bei einer grösseren Zahl von Chronometern
wiederholt. Es hat sich dabei aber kein merklicher Einflusa
des Magnetismus auf den Chronometergang herausgestellt.

Nachdem alle diese Untersuchungen zu negativen Resul-
taten gefuhrt hatten, legte ich mir die Frage vor, worin sich
denn nun der Zustand der Chronometer an Bord von dem-

jenigen am Lande noch unterscheidet, abgesehen von den be-
reits in Betracht gezogenen Umständen.

Hier lag nun die Antwort auf der Hand, dass der Grad
der Luftfeuchtigkeit an Bord fast ausnahmslos ein höherer ist,
als in dem Aufbewahrungsraum am Lande, und wenn es gleich
zunächst etwas auffallend erschien, dass die Feuchtigkeit einen
erheblichen Einfluss auf den Gang der Chronometer haben
könne, so hielt ich es doch für nothwendig, auch nach dieser
RichtUDg hin Untersuchungen anzustellen.

Ich möchte nun gleich bei dieser Gelegenheit bemerken,
dass auch schon von anderer Seite die Vermuthung aufgestellt
war, dass die Feuchtigkeit der Luil einen Einfluss auf den
Chronometergang haben könne. In Vol. 4g der Monthly Noüces
finden sich zwei Bemerkungen des englischen Generalmajors Ten-
nant, nach welchen derselbe in Calcutta gefunden hat, dass
ein von ihm benutztes Chronometer einen langsameren Gang
annahm, wenn die grossen Regenfalle begaimen, und dass der
Gang bei trockener Luft wieder schneller wurde. Auch in
Bombay will man ähnliche Beobachtungen gemacht haben,
doch muss erwähnt werden, dass weder in Calcutta noch in
Bombay genauere Untersuchungen hierüber angestellt sind, na-
mentlich sind durchaus gar keini; hygro metrischen Beobachtungen
gemacht worden. Herr Tennant ist der Ansicht, dass mög-
licherweise einige Sorten Oel durch die Einwirkung des tropi-
schen Klimas hygroskopisch werden, dass sie bei feuchter Luft
Wasser aufsaugen und dadurch flüssiger werden, wodurch sich
der Einfluss der Luftfeuchtigkeit auf den Gang erklären soll.

Ich habe nun während der letzten Monate eine grössere
Reihe Beobachtungen von Chronometern bei verschiedenen
Graden der Luftfeuchtigkeit ausgeführt und bin dabei zu höchst
überraschenden Resultaten gelangt. Es hat sich gezeigt, dass
der Gang aller von mir untersuchten Chronometer in sehr
merkbarer Weise durch die Feuchtigkeit der umgebenden Luft
beeinflusst wird, und zwar ausnahmslos in dem Sinne, dass die
Gänge bei feuchter Luft langsamer sind als bei trockener. Die
Grösse des Einflusses ist verschieden, es ist aber zu bemerken,
dass bei keinem der untersuchten Chronometer der Einfluss
auf den täglichen Gang kleiner ist als '/,; Secunde auf i Pro-
cent der relativen Feuchtigkeit, der Einfluss steigt aber bis zu
'/f Secunde. Nun ist zu bedenken, dass die Schwankungen
in der relativen Feuchtigkeit im Freien während des Sommers
leicht 40 Procent betragen können, ähnliche Unterschiede kom-
men im Winter vor zwischen der relativen Feuchtigkeit in ge-
beizten und ungeheizten Räumen, auch kann man mindestens
eben so grosse Differenzen erwarten zwischen der Feuchtigkeit

290

des Schiffsraums und den Aufbewahrungsräumen der Chrono-
meter am Lande. Das würde für manche Chronometer eine
Aenderung im täglichen Gange von 9 bis loSecunden ergeben,
und bei keinem der von mir untersuchten Chronometer weniger
als ungefähr i'/a Secunden, und es entsprechen diese Beträge
durchaus den vorhin erwähnten Gangänderungen, welche beob-
achtet werden, wenn die Chronometer auf die Schiffe gebracht
werden.

Bezüglich der Sicherheit, mit welcher die Bestimmung des
Einflusses der Luftfeuchtigkeit geschieht, möchte ich hier nur
Eines erwähnen. Ein Tiede'sches Chronometer wurde 18 Tage
lang bei verschiedenen Feuchtigkeitsverhältnissen beobachtet,
und die Gänge durch eine Gleichung möglichst dargestellt,
welche ein der Temperatur, ein dem Quadrat der Temperatur,
und ein der Zeit proportionales Glied enthielt. Die Darstel-
lung der Gänge war sehr massig; die Summe der Quadrate
der übrigbleibenden Fehler erreichte den Betrag 81. Wenn
nun die Ausgleichungsrechnung wiederholt wurde, unter Ein-
führung eines Gliedes, welches proportional der relativen Feuch-
tigkeit der Luft war, so sank die Summe der Fehlerquadrate
auf 0.3 ; der Gang-Coefficient der relativen Feuchtigkeit betrug
bei diesem Chronometer 0^,22^0 mit dem wahrscheinlichen
Fehler o!oo29, auch bei allen anderen von mir untersuchten
Chronometern wurde der Gang-Coefficient bedeutend grösser
gefunden, als sein wahrscheinlicher Fehler.

Was nun die Ursache des Einflusses der Luftfeuchtigkeit
betrifft, so zeigte eine einfache Untersuchung, dass die von
Tennant gemuthmasste Einwirkung auf das Oel bei den von
mir gemachten Beobachtungen nicht in Frage kommen kann.
Es wurden nämlich bei zwei Chronometern, von denen das
eine viel empfindlicher gegen Aenderungen der Luftfeuchtig-
keit war als das andere, das alte Oel entfernt und beide mit
demselben Oel versehen, ohne dass sich eine merkliche Aende-
rung in dem Einflüsse zeigte. Darauf wurde bei einem Chrono-
meter das Oel gänzlich entfernt, so dass es völlig trocken lief,
und es zeigte sich, dass auch in diesem Zustande das Chrono-
meter sich in seinem Gange abhängig von der Luftfeuchtig-
keit erwies, und zwar in demselben Betrage wie vorher und
nachher, nachdem die Axen wieder geölt waren. Dagegen
hat es den Anschein, als wenn durch eine sorgfaltige Reinigung
der Unruhe von allen mikroskopischen Staubtheilen der Ein-
fluss der Feuchtigkeit verringert wird.

Die Ursache des Einflusses scheint mir, soweit ich die
Sache jetzt übersehen kann, nur in einem Niederschlage von
Feuchtigkeit an der verhältnissmässig grossen Oberfläche der

2<)l

Spiralfeder gesucht werden zu können, wodurch das Gewicht
der Spirale und somit ihr Trägheitsmoment vermehrt wird.
Mit Bezug hierauf möchte ich auf frühere Untersuchungen von
Bunsen über Condensation von Kohlensäure an blanken Glas-
flächen verweisen, über welche in den Annalen der Physik und
Chemie vom Jahre 1883 berichtet worden ist. Diese Unter-
suchungen führten zu dem Resultat, dass die Condensation in
solchem Grade vor sich geht, dass die Kohlensäure sich in
flüssigem Zustande an den Glasflächen niederschlägt. Wenn
man annehmen darf, dass sich in ähnlicher Weise Wasserdämpfe
an der Spirale der Unruhe niederschlagen, und zwar in um
so höherem Grade, je grösser die Feuchtigkeit der Luft ist
(und neuere Untersuchungen von Warburg und Anderen haben
gezeigt, dass solche Niederschläge an den Oberflächen mancher
Stoffe in hohem Maasse stattfinden), so würde damit die beob-
achtete Abhängigkeit der Chronometergänge von der Luft-
feuchtigkeit völlig erklärt sein. Sehr wahrscheinlich ist es ferner,
dass die Grösse der Niederschläge durch Anwesenheit von
Staub theilen auf der Unruhe erheblich verstärkt werden kann,
und man findet selten ein Chronometer, welches nicht bei
mikroskopischer Betrachtung Staubtheile auf der Unruhe er-
kennen lässt. Auch ist es denkbar, dass theilweise noch capil-
lare Vorgänge hinzukommen, welche durch die Beschaffenheit
der Oberfläche der Spiralfeder begünstigt, und unter Umständen
auch wohl durch mikroskopische vegetative Bildungen sehr ver-
stärkt werden können. Ich möchte die Frage, welches eigent-
lich die Ursache der Einwirkung der Luftfeuchtigkeit auf den
Gang ist, noch nicht als definitiv beantwortet ansehen, weitere
Beobachtungen, über die ich an einem andern Orte berichten
werde, werden von mir fortgesetzt; heute wollte ich mir zu-
nächst nur erlauben, Ihre Aufmerksamkeit auf die Thatsache
zu lenken, dass der Gang der Chronometer in vielen Fällen
sehr stark durch die Feuchtigkeit der umgebenden Luft beein-
flusst wird.

Es würde nun die Frage entstehen, was zu thun ist, um
sich von diesem Einflüsse unabhängig zu machen. Die Ant-
wort darauf ist leicht gegeben. Es ist durchaus wesentlich,
den Verschluss der Chronometer derartig einzurichten, dass die
feuchte Luft nicht in das Innere des Werkes dringen kann.
Ich habe schon seit mehreren Jahren einzelne der Marine-
chronometer mit dichtem Gehäuse versehen lassen, und diese
Einrichtung hat sich ganz vorzüglich bewährt; denn abgesehen
davon, dass die Werke dadurch besser conservirt werden, so
zeigen auch, wie zu erwarten stand, die Gänge, sobald sie
von dem Einflüsse der Luftfeuchtigkeit befreit sind, eine grössere

j •

Regelmässigkeit. Namentlich wird aber auch die Bestimmung
der Compensationsfehler zuverlässiger, weil sich bei Variirung
der Temperaturen, wenn die Gehäuse nicht dicht schliessen,
die Einflüsse der Temperatur und der Luftfeuchtigkeit ver-
mischen. So erklärt es sich denn auch sehr einfach, dass bei
wiederholten Bestimmungen der Temperaturcoefficienten diese
sich merklich verschieden ergeben können, nämlich dann, wenn
die Feuchtigkeit der Luft bei den wiederholten Bestimmungen
verschieden gewesen ist. Es erklärt sich auch eine andere
häufig gemachte Erfahrung, dass nämlich Chronometer, welche
von dem Fabrikanten als frei von einem merklichen Compen-
sationsfehler gefunden sind, sich bei genauerer Untersuchung
mit ziemlich bedeutendem Compensationsfehler behaftet zeigen;
alle diese Erscheinungen werden wegfallen, oder wenigstens
erheblich verringert werden, wenn man durchweg dazu gelangt
sein wird, die Chronometer mit hermetisch schliessendem Ge-
häuse zu versehen.

Späterer Zusatz des Verfassers. Nach einer mir von Herrn
Staatsrath Fuss kürzlich gemachten Mittheilung sind während
des letzten Frühjahres auch auf der Marine-Sternwarte in Kron-
stadt Untersuchungen über den Einfluss der Luftfeuchtigkeit
auf den Gang der Chronometer ausgeführt worden, welche im
wesentlichen zu denselben Resultaten wie die meinigen ge-
führt haben. Gleichzeitig wurde mir mitgetheilt, dass in Washing-
ton während des Jahres 1886 an 7 Chronometern ebenfalls
entsprechende Beobachtungen gemacht sind, welche zu dem
Ergebniss geführt haben, „dass der Einfluss der Luftfeuchtig-
keit sehr bedeutend sein kann und im allgemeinen in einer
Verlangsamung des Ganges besteht". Die betreffende Publi-
cation, welche sich in dem Appendix III der Washington Obser-
vations für 1883 (Washington 1886) befindet, ist noch nicht
hierher gelangt.

Kiel, 1887 Oct. 12. C. F. W. Peters.

IL
lieber Interpolation bei periodischen Functionen.

Von Prof. Weyer.
(Vorgetragen in der Sitzung am 30. August 1887.)

Die gebräuchlichsten Interpolationsformeln, welche man seit
Newton anwendet, püegen ihren Ursprung meistens aus der
einfachsten Potenzreihe

^93

jfz=a-\'5x'-\-cx^-i-dx^ + (i)

zu entnehmen. Ihr Gebrauch ist im allgemeinen durch die
gegebenen Werthe von x begrenzt, und wird ausserhalb dieser
Grenzen um so unsicherer, je weiter man sich von ihnen ent-
fernt. Andererseits nimmt die Sicherheit der Interpolation zu
mit der Annäherung zum Mittelwerthe von x, und wenn diese
Variable in gleichen Intervallen gegeben vorliegt, so haben
wir für die Mitte selbst die Interpolationsformel*) von Gauss
(1812), welche die constanten Coefficienten

I _i i-_3 l • 3jJ_ I l_' 3^5 • 7_ __ ''35»7'9 „ „ ._

Ä » "^ 8 . x6» 8 . 16 . 24' "^ 8 . 16 . 24 . 32» 8 . 16 . 24 . 32 . 40» "' ^' ^^•

mit den arithmetischen Mitteln der gegenüberliegenden Diffe-
renzen gerader Ordnung zu Producten verbindet, und in ihrer
Convergenz nichts zu wünschen übrig lässt, so lange die Diffe-
renzen nicht zunehmen, statt abzunehmen.

Ist die Function, deren Werthe endlich bleiben, eine perio-
dische, und der Umfang der Periode bekannt, so wird die Inter-
polationsformel mit endlich bleibenden periodischen Gliedern
in einfachster Form angewandt:

j' = A -\- B sinx-j~ C cos x -{- D sin 2 x -+- -ß'cos 2x

-i- Fsin 3Jc:+ . . . . (2)

In geometrischer Bedeutung wurde die Interpolation nach
der Gleichung (i) schon von Newton so ausgedrückt, dass eine
parabolische Curve zu finden sei, welche durch eine beliebige
Anzahl gegebener Punkte geht. Ebenso könnte man mit Be-
ziehung auf die Gleichung (2) sagen, dass eine aus Kreisen
zusammengesetzte cyklische Curve zu construiren sei, welche
durch dieselben gegebenen Punkte geht, also in ähnlicher Weise,
wie schon in der alten griechischen Astronomie die Bewegung
der Himmelskörper nach einem System gleichförmiger Kreis-
bewegungen zu construiren gesucht wurde. Auch kann bei
periodischen Functionen die Interpolationscurve nach (i) ge-
zwungen werden, dieselbe cyklische Form anzunehmen, welche
die Gleichung (2) vorschreibt, da beide Curven durch dieselben
gegebenen Punkte gehen müssen, deren Anzahl man sich ins
Unendliche vermehrt denken kann. Wird die Construction der-
selben Curve durch die Endpunkte von Ordinaten geleitet mit
Beziehung auf eine geradlinige Abscissenaxe, so wiederholt sich
die Form der Curve, nach jedem Ablauf der Periode, durch
neue Ansätze ins Unendliche. Eine andere Gestalt erhält die
Curve durch Construction der einzelnen periodischen Glieder

*) Encke, Ueber Interpolation, Bcrl. Astr. Jahrb. f. 1830, Berlin 1828,
S. 280. — Briefwechsel zwischen Gauss und Schumacher, Bd. 4, Altona
1862, S. 275.

^94

als Kreise, deren Radien die verschiedenen Coefficienten By C,
2? . . . darstellen, wonach die Curve eine geschlossene, in sich
selbst zurücklaufende wird, während die numerischen Functions-
werthe natürlich dieselben bleiben, wie bei der andern Con-
structionsform.

Mit der trigonometrischen Gleichung (2), welche die Be-
stimmung der darin vorkommenden Coefficienten für jeden
einzebien Fall erfordert, ist man aber von den allgemeinen
Constanten Coefficienten abgekommen, wodurch die Interpolation
mit Differenzen erleichtert wird, und es kann die Frage von
Interesse sein, ob es für die Anwendung nicht zweckmässig
wäre, auch bei periodischen Functionen die Interpolationsformel
auf constante Coefficienten zurückzuführen, wenigstens bei den
oft vorkommenden Interpolationen für die Mitte. Um diese
Untersuchung, der Deutlichkeit wegen, an ein bestimmtes Bei-
spiel zu knüpfen, sei das folgende willkürlich gewählte dazu
angenommen, welches den einfachsten Fall betrifft, wo nur 3
gegebene Werthe von y mit gleichen Intervallen von x vorliegen,
deren Summe die ganze Periode umfasst, also den Kreisumfang
ausfüllt.

Beispiel i. x y

0° 'j^o = + 6.o
120 ^2 = +2.6
240 ^4 = —2.5

Wird nun ein Mittelwerth, etwa_>'i zmx=. 60° gesucht, so lässt
sich die Sache auch so ansehen, dass hier nicht nur eine endliche
Zahlenreihe von 3 Gliedern vorliegt, sondern zugleich eine un-
endliche Reihe, vorwärts und rückwärts genommen, mit perio-
disch immer wiederkehrenden Gliedern. Damit Hessen sich denn
auch beliebig hohe Differenzen bilden, und nach der Interpolations-
formel für die Mitte das Gesuchte erlangen. Man erhielte näm-
lich successive:

J^ = (I- + Ä)-0'oH-J^2) -|.J'4

= + 0.5625 . (j/q 4-/2) — 0.1250.JV4 . . . bis 4. Diff. excl.

.Tx = (i + x6 + ^e) • O'o +^^) — (s + iL) -.n

= 4-0.5977 .(yo-\-y^ — 0.1953 .^^4. . . bis 6. Diff. excl.

= + 0.6197 . (.>'o -{-y^ — 0.2392 .j'4 . . . bis 8. Diff. excl.

= + 0.6341 . (>'o +^'2) — 0.2680 ._>'4 ... bis 10. Diff. excl.
u. s. w., wo die Coefficienten nach bestimmten Grenzen hin

295

convergiren, aber es wäre doch noch eine erhebliche Anzahl
solcher Werthe zu berechnen, um durch Berücksichtigung sehr
hoher Differenzen diese Grenzwerthe zu erreichen. Dagegen
wird die trigonometrische Gleichung j' =: A-i^ B sin x -+- C cos x,
von der hier nicht mehr als diese 3 Glieder erforderlich sind,
sofort das gesuchte Resultat ergeben; denn man erhält durch
Substitution und Elimination zunächst:

3 A =j'o 4-^2 +^4» 2 B sin 60^ =^2 —y^,
3 C==2j/o— ^'a— J'4'
und damit schon das definitive Resultat:

J'i = i Ü'o +^'2) — 5^4 = + 6.5667 . . für ;tr = 60°.

Man würde aber dies numerische Resultat durch die ge-
wöhnliche Interpolationsformel für die Mitte, wegen der fort-
während zunehmenden Differenzenwerthe, erst nach sehr vielen
berechneten Gliedern mit erträglicher Annäherung erreichen.
Ferner müssen die gefundenen constanten Coefficienten von dem
besonderen Werthe x = 60° unabhängig sein , und für jeden
Mittelwerth dieser und aller andern periodischen Functionen,
bei derselben Periodeneintheilung, gelten, also auch:

JV3 = 3- {^2 -hJU) — -3 ^'o = — 1.9333 ... für X = 180°

JV5= -3 Ü'4+J^o) — -3-j2 = H-i.4666... » :r = 300°

Das ist nun auch alles in erforderlicher Uebereinstimmung
mit der speciellen trigonometrischen Formel des vorliegenden
Falls :

^ = + 2.0333 + 2.9445 sin X -+- 3.9667 cos jr,

die aber ganz entbehrlich ist zur Interpolation für die Mitte,
nachdem die constanten Coefficienten gefunden sind, die allen
Functionen bei gleicher Eintheilung der Periode genügen.

Selbstverständlich bleibt die Interpolation bei nur 3 gegebe-
nen äquidistanten Werthen immer eine im allgemeinen sehr
ungenaue, wenn man nicht zufallig den Fall trifft, dass das
Bild der Function einen vollkommenen Kreis darstellt. Soll
also die Sache einen praktischen Nutzen haben, so muss die
Anzahl der gegebenen Werthe vergrössert werden.

Wenn nun statt der 3 Werthe deren 4 gegeben sind: jo»
j/2, ^'^ j'6 in gleichen Intervallen, welche zusammen die Periode
umfassen, so gibt diese Behandlungsweise :

4^1 = (K^4- i) . O'o +^2) — {VT— 1) . in +^4)'
und wenn 6 solche äquidistante Werthe yo yz • * »yio vorliegen:

6 y; = (2 + y-^) . {yo +y2) — Uro +y,) + (2 — ri) . (y^ +j'6).

Viorteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 22. 20

296

Sind ferner 8 Werthe dieser Art ^o Ja • • • J^h gegeben, so wird:
^yi = (vT+272"+ ^T+ i) . (jo + J2)

— (/4 — 2 F^+ ^7- i) . (j^,, +j^,)

— (/4+~27r— yi—i). ü'io +^^8)

Werden noch 12 äquidistante Werthe als gegeben ange-
nommen: j'o _>'2 ^4 • . «J'azi so findet sich:

1 2 j'x = (^'6'+ ^3*+ V^-^ 2) . CTo +^^2)

— {VZ + l) . (^22 +^^4)

+ (^'6"- KT- i^+ 2) . (j'ao +>'(,)

— ((^6"+ Ki"- ^7- 2) . 0,8 +>'8)
+ (F^- l) . ( J/x6 H-J'io)

— {Ve- yj^ Vz- 2) . 0x4 +Jxa)

Mit weiterer Hinzufügung der Fälle von 5 und 10 Werthen
sind wohl die am häufigsten vorkommenden Fälle erschöpft,
und es ist nur noch übrig, die für die Rechnung fertigen
Formeln mit ihren constanten Coefficienten zu bilden und nebst
deren Logarithmen auf 5 Decimalstellen richtig anzugeben, wenn
auch die zugehörigen Zahlen mit 5 Stellen abgekürzt erscheinen.
Meistens werden freilich Logarithmen mit 4 Decimalstellen ge-
nügen, wenn die gegebenen Werthe kleine Zahlen nach Beobach-
tungen einer empirischen Function von bekannter Periode sind.

Interpolationsformel für die Mitte.

Anzahl der
üqutdist. Werthe

• • • •

• Jl = H- 0.66667 • {}'0 +^2 ) — 0.33333 .J'^

9.82391 9.522880

• .^1=+ 0.60355 .(jo +i'2 ) — 0.10355 .(^6+ J'4)

9-78071 9-oi5i5n

.J'i =::H-0.6427I .( j^o + J2 ) — O.2472I . ( j's + J'J

9.80802 9-39307n

+ 0.20000 » J'Q

9.30103

j'i = + 0.62201 .( jo +j'2 ) — o.i6667.(j'xo4-j'4)

9-79379 9-22i85n

+ 0.04466 . {j's H- j'o)
8.61990

597

,yi = + 0.62842 .

9.79825
+ 0.08352 .

8.92179
• ^i = -h 0.63 138.

9.80029
+ 0.10000 .

9.00000
+ 0.01584 .

8.1 9971
.ji = + 0.63298 .

9.80139
+ 0.10860 .

9.03580

0.03452 .

8.53804

yo +y2 ) — 0.18708 . (j/14+^4)

. 9.272020
yi2 +yt) — 0.02486 . (^xo +^8)

.... 8.39550„

yo + Ja ) — 0.19626. (^'xS + n)

. . . . 9.292830

yi6 +yt) — 0.05095 . C>/x4 + y^

.... 8.707 17„

yi2 +j'io)

[yo -hyi ) — 0.201 1 8 . {^^22 + y^)

. . . . 9-3036on

J20 +>'6 ) — 0.06394 . ( J/x8 +^^3)

.... 8.805800

>i6 +^^10) — 0.01097 . (j^i4 +yi2)
. . . . 8.040260

Die Indices sollen hier nur zur Anzeige dienen, dass allemal
je zwei gegebene Functionswerthe zusammengefasst sind, die
gleichweit von dem gesuchten Mittelwerthe entfernt liegen, und
deren Einfluss auf diesen also mit zunehmender Entfernung
abnehmen muss.

Beispiel 2. Aus fünfjährigen Beobachtungen (1858 — 62)
zu Kew hatten sich in den Sommermonaten die Abweichungen
der Magnetnadel von ihrem mittleren Stande im Laufe des Tages
und der Nacht wie folgt ergeben, wobei die östliche Abweichung
als positiv angesetzt ist:

— 6.'i5

72^. ,

. . . H- i.'ig

6.94

14 .

. . . + 1.56

— 3.25

16 . .

. . +2.58

— 0.32

18 . .

• • +4.59

+ 0.44

20 . .

. . +5.20

+ 0.70

22 . .

• . +0.38

4
6

Um nun aus der Gesammtheit dieser 12 Beobachtungs-
werthe, so genau und so schnell wie es möglich ist, den Stand
der Magnetnadel für die zwischenliegenden Stunden zu berechnen,
hat man vermittelst der constanten Coefficienten bei der Zwölf-
theilung, und am kürzesten durch paarweise Berechnung für
je zwei einander diametral gegenüber liegende Punkte, zunächst
also für I** und 13^ wo die letztere Rechnung sich in um-
gekehrter Ordnung der ersteren anschliesst:

20*

2()H

— 6.15

— 6.94

-fo.38

— 3.25

— 2.87

o.4579n
9.303611

97615
-fo.58

+ 5-20

- 0.32

H- 4-59
+ 0.44

-4-5-03
0.7016

8.805811

9.5074n
— 0.32

— 7.42

-1-2.58
■4-0.70

■4-3.28

0-5159
8.5380

9.0539
-ho.ii

o-4579n
8.5380

8.9959n
— 0.10

+ 1.56
-4-1.19

— 13.09

I.Il69n
9.8014

4-4.88
0.6884
9.0358

9.7242
4-0.53

-f2.75

0.4393
8.040311

0.918311
~ 8.29

8.47960
— 0.03

0-4393
9.8014

0.5159
9.3036n

9.8i95n
— 0.66

0.7016
9.0358

9.7374
■4-0.55

0,6884
8.8o58n

9.494211
— 0.31

I.Il69n

8.04030

0.2407
■4-1.74

9.157211
-4-0.14

= -i- i.'36
Der Stand der Magnetnadel zu Kew wird also im Sommer

um I durchschnittlich =

wird derselbe

i.'36

sem.

7/42 und zur Nachtzeit um 13^
Die Fortsetzung der Rechnung

für 3 und 15", 5 und 17 u. s. w. gibt die übrigen Resultate,
und die Vergleichungmit allen für die ungeraden Stunden ebenfalls
in Kew vorhandenen Beobachtungen lässt nur noch Differenzen
übrig, die höchstens und nur ein Mal (bei 13*^) auf — o'r3
steigen. Hätte man sich hier aber auf die Berechnung der
8 ersten trigonometrischen Coefficienten nach der Methode der
kleinsten Quadrate beschränkt, so würde

^ = + o.'oi — 3/03 sin X — 2/56 cos x — i.'84 sin 2 x

— 2/3 1 cos 2 X — o.'57 sin 3 A- — i.'i i cos 3 jr — o.'i 9 cos 4 x

und die übrig bleibenden Differenzen zwischen Rechnung und
Beobachtung wären auf o'20 gestiegen. I^s ist aber klar, dass
die obige Interpolationsrechnung mit constanten Coefficienten
viel leichter und doch eben so genau ist, als wenn man sich die
Mühe genommen hätte, erst alle 12 trigonometrischen Coeffi-
cienten zu berechnen, und damit die gesuchten einzelnen Werthe,
wiederum durch 12 Rechnungssätze, zu bestimmen.

Beispiel 3. Nach den 37 jährigen Beobachtungen von 1849
bis 1885 hat Herr Prof. Karsten für die Temperatur in Kiel
folgende Monatsmittel*) in Centesimalgraden gefunden:

Januar
Februar
März .
April .
Mai . ,
Juni .

o?7

1.4

2.7

7-0
-4- II.O

+ 15-2

Juli . . . .
August . .
September
October .
November
Dccember

*) Chronik der Universität Kiel 1885—86. Kiel 1886 p. H— XXVI.

2C)q

Werden diese Resultate hier des Beispiels wegen als 12
äquidistante Functionswerthe behandelt,*) so finden sich die
in der Mitte liegenden, mit den 6 constanten Coefficienten
interpolirten Zahlen wie folgt:

Jan. — Febr.

Febr —März

März — Apr.

Apr. — Mai

+ 09997

-F i?757

+ 49646

4- 9?o62

Mai — Juni

Juni — ^Juli

Juli — Aug.

Aug. — Sept.

H-iS^iTS

4- 169464

-+- 17^094

-+- 1 5^336

Sept. — Oct.

Oct -Nov.

Nov.— Dcc.

Dec— Jan.

+ ii?656

+ 6?546

+ 2?532

+ 09935

und dieselben sind in genauer Uebereinstimmung mit der tri-
gonometrischen Formel aus allen 12 Bcobachtungswerthen,**)
worin x= o für Mitte Januar gesetzt, und die seitdem verflossene
Zeit, in Monaten ausgedrückt, mit 30° zu multipliciren ist:

:K = + 8?350-f-8?428sin(262°33'+ x

4-0.622 sin( 56 10 -+-2X
4-0.276 sin ( 64 58 4- 3 A-
4- o. 1 50 sin ( 90 0+4 .r
4- 0.074 sin (324 37 4-5 X
4-0.167 sin (270 o -\- 6 X

Ganz willkommen dürfte auch die Erleichterung sein, welche
sich durch obige directe Interpolationsformel für die Mitte bei
der Berechnung der „Deviation des Schiffscompasses**
darbietet, wie man die Abweichung desselben vom magnetischen
Meridian zu nennen* pflegt , die von dem vorübergehend oder
dauernd magnetisch gewordenen Eisen des Schiff'es hervorge-
bracht wird. Der Name , »Deviation** wurde von Ross (18 ig)
gewählt***), und von Poisson (1838) beibehalten****), indem er

*) Zur volIstSnclißen Berechnung sind die Mittelwerthe von 5 zu 5 Tagen
in dem ganzen Zeitraum ebenfalls vorhanden.

**) Zur Vergleichung findet sich u a. : Bessel, Astr. Nachr. Bd. 6,
Altona 1828, S. 345; Kämtz, Lehrb. d. Meteorologie, Bd. I.Berlin 1831,
S. 122; Krueger, Ueber die mittirre Temp. zu Helsingfors. Abh. d finn.
Sog. d. W. , Helsingfors 1874, S. i — 12. J.etzteres in sehr vollständiger
Berechnung, auch mit Beziehung auf den Wechsel der Coefficienten in den
verschiedenen Monaten, u. s. w.

***) John Ross, A voyage of discovery for exploring Baflin's Bay,
London 18 19.

****) Poisson, Mem. sur les d^viations de la boussole produites par le
fer des vaisseaux. Conn. d. T. pour 1841, Paris 1838, Add. p. 113.

300

die Theorie dieser Function entwickelte. Die erste Entdeckung,
dass diese schon früher gelegentlich wahrgenommene Deviation (ö)
sich unter übrigens gleichen Umstanden mit der Schiffsrichtung (J)
verändere, wurde von Wales auf dem Schiffe „Resolution** ge-
macht, auf dem er als Astronom den Capt. Cook (1772 — 75)
begleitete. Nachher fand Capt. Flinders (1801) auf seinem
Schiffe „Investigator** durch vollständigere Beobachtungen es be-
stätigt, dass zu jedem Werthe von f ein bestimmter Werth von
d gehöre, dass aber bei einer Orts Veränderung des Schiffes
die Deviation sich auch allmählich mit der magnetischen In-
clination verändere. Für einen und denselben Schiffsort aber
war die Thatsache, dass S eine reine periodische Function von J"
sei, damit festgestellt, und man hätte ohne weiteres die all-
gemeine Formel für periodische Functionen:

^ = -4 + ^sinf + Ccosf-f-Z?sin 2 f+^cos 2 ?+ . . .

darauf anwenden können, wie es auch, freilich erst viel später,
geschehen ist.

Beispiel 4.*) Am 23. Dec. 1856 wurden folgende 8
zusammengehörige äquidistante Werthe von f und ö, beide von
Norden nach Osten positiv gezählt, auf dem Schiffe der Königl.
Brit. Marine „Trident** bei Greenhithe auf der Themse be-
obachtet:

180°. . . + 3° 10'
225 ... — 940
270 ... — 21 10
315 .-. . —22 o

Es sollen nun aus der Gesammtheit dieser 8 Beobachtungen
die dazwischen in der Mitte liegenden 8 Werthe von d in mög-
lichster Kürze genau berechnet werden. Man hat daher nur
die 4 Constanten Coefficienten bei der Achttheilung des Kreises
anzuwenden, und wieder am leichtesten durch paarweise Be-
rechnung von Punkten, die sich diametral gegenüber liegen,
also zunächst für ? = 22^30' und f = 202^30':

0°. .

. — 30 10'

45 • •

. +1650

90 . .

. + 20 20

135 . •

. +1440

*) Admiralty Manual for the Deviations of the Compass. 5. Edit. London
1882, p. II. Daselbst ist für die beiden gesuchten Werthe angegeben:
H-S^io' und — 3*0' nach den Beobachtungen; ferner (p. 45): •-j-7'4i'
und — 2" 35' nach den Berechnungen mit nur 5 Coefficienten (A bis JS),
während die hier ausgeführte Interpolationsrechnung deren 8 voraussetzt,
welche die gegebenen 8 Beobachtungen genau darstellen.

— 3° 10'

— JJ-O'

— 21' 10'

- 9° 40'

+ i6S0

+ 20 10

+ 1440

+ 3 "0

+ 1340

— 140

— 630

780

360

+ 820

--10O

-390

— 390

2.9738

l.OOOOn

2.591 In

2.S9"n

9.798^

9.2720n

8.9218

8-39SS"

2.7120

1.2720

I.SI29n

o.986(i

a =+8-3S'

+ 19'

-33'

+ iO'.. = + 8''3i

fHrg

=-S9nn

2-S9lln

2.0OOOn

2.9138

9.7983

9.!710n

S.9218

8-39SSn

■7i.)-0'.-

2.3893« 1.8631 0.92181, 1.3093«

*=-4°5' +"■'13' ~8' -20'.. = -3°2O'für£ = 2o2*3o'

Sind aber die übrigen Zwischenwetthe in gleicher Weise
berechnet, so wird es genügen, für die fernere Interpolation,
beinunmebr so kleinen Intervallen, die gewöhnliche Interpolations-
formel für die Mitte, mit Benutzung einiger vorhergehenden und
nachfolgenden Werthe anzuwenden. Um diese Rechnung in-
dessen, der Gleichförmigkeit wegen, auf dieselbeForm zubringen,
wie die oben für periodische Functionen gewählte, würde man
bei 16 gegebenen äquidistanten Wertlien _yojl'z/4 . ..^30, wenn
man sich auf die 4 vorhergehenden und die 4 nachfolgenden,
also auf 6. Diff. incl. beschränkt, erhalten*):

= + 0.5981445 . {y» + y,) — o.i ig628g . {yy, -\-y^
q.77681 . . . 9.o7784„

+ 0.0239257. (^,B+>) — 0.0024414. (^-^e+jV«)
8.37886 . . . 7-38764n

Hier wird freilich das letzte Glied so klein, dass man es
gewöhnlich weglassen kann, also die 3 vorhergehenden und die
3 nachfolgenden Glieder, auch schon mit 4 Decimalstellen der
Logarithmen, meistens geniigen werden.

*) Die beiden ersten Glieder dieser Formel hatte Herr Astrand, Diteclor
des Marin e-ObservatoriumB in Bergen, bereclinel, freilich nur mit Rücksicht
auf 2. DitF., at>cr sie doch schon zu seinem praktischen Gebrauch genügend
verwendbar gefunden. Ann. d. Hydrogr. und maritimen Meleoiol., Berlin
1874, S. 474.

302

III.

Ueber Ausgleichung und Interpolation von

Zeitbestimmungen.

Von Professor T. N. Thiele.
(Vorgetragen in der Sitzung am 30. August 1887.)

Bei den Fortschritten der Theorie der Instrumente scheint
die Uhr am wenigsten oder doch am spätesten in Angriff ge-
nommen zu sein. Dies könnte etwas befremden, da ja doch
die Umstände, die als die vornehmsten Ursachen der Fehler
der Uhren anzusehen sind, sehr wohl bekannt und nicht be-
sonders verwickelt sind.

Wenn aber die Theorie der unvollkommenen Compen-
sationen so wenig entwickelt und noch weniger angewandt ist,
so dürfte die Entschuldigung theilweise darin liegen, dass die
Ausgleichungen überzähliger Uhr-Beobachtungen mit einer be-
deutenden Schwierigkeit behaftet sind, indem die einzelnen
Beobachtungen mit derselben Uhr nicht unmittelbar als unter
einander unabhängig anzusehen sind. Bei den feineren Unter-
suchungen macht sich dieser Umstand dadurch fühlbar, dass
wenn die Beobachtungen eine nicht ganz kurze Zeit umfassen,
die Restfehler immer einen quasi systematischen Gang zeigen,
so dass man nie recht weiss, ob die fragliche Theorie alles
erschöpft hat, was die Beobachtungen geben können. Aber
auch in den einfachsten Aufgaben fühlt man die Schwierigkeit.
Bei der alltäglichen Vergleichung mehrerer Uhren für kunstlose
Zeitsignale kehrt die Frage immer wieder: welche Uhr ist die
zuverlässigste, welche Gewichte sollen den Angaben verschiedener
Uhren beigelegt werden? Es kann der Fall vorkommen, und
ist vielleicht gar nicht selten, dass von zwei Uhren, A und B,
A nach langen Zwischenzeiten viel genauer geht als B, während
bei kurzen Zwischenzeiten umgekehrt B entschieden zuver-
lässiger sein mag.

Die Chronometer-Künstler liefern ausgezeichnet schöne Sa-
chen, so dass sie uns einigermassen verwöhnen und in Ver-
suchung bringen, trotz aller kritischen Grundsätze die Uhren
als fehlerfrei zu behandeln; zuletzt ist doch uncontrolirte Kunst
verderblich, und ihrerseits können uns die Uhrfabrikanten mit
Recht vorwerfen, dass wir es nicht verstehen die Güte einer
Uhr in bestimmten Zahlen auszudrücken.

Nachdem ich einige verwandte Aufgaben mit quasi syste-
matischer Fehlervertheilung gelöst hatte, habe ich, durch diese
Uebelstände bewogen, die kgl. dänische Akademie der Wissen-
schaften veranlasst, die Ausgleichung von Zeitbeobachtungen

303

zum Gegenstand einer Preisaufgabe zu machen. Diese ist aber
nicht beantwortet worden. Jetzt, da ich die exacte Lösung
gefunden habe, wundert es mich weniger, dass damals weder
diese noch eine brauchbare Annäherung gefunden ist; denn
obgleich die Gleichungen eigentlich weniger verwickelt aus-
fallen, als ich bisher gefürchtet hatte, bieten sie doch eine
Eigenthümlichkeit dar, die sich schwerlich voraussehen Hess.
Das Verhalten der Uhr ist scheinbar durch ihren Stand aus-
gedrückt, man kennt es ja vollkommen, wenn man zu jeder
Zeit, speciell für jede Beobachtung, den Stand angeben kann.
Um aber eine Reihe von Zeitbestimmungen auszugleichen, ist
man genöthigt für jede Beobachtung nicht nur den Stand,
sondern auch den Gang der Uhr als Unbekannte in die Glei-
chungen einzuführen, und auch bei der Elimination muss man
nothwendigerweise immer den Gang neben dem entsprechenden
Stande bis zu allerletzt beibehalten, sonst ist die Aufgabe prak-
tisch unlösbar.

Bei Zeitbestimmungen mit einer Uhr kann ich im allge-
meinen drei verschiedene Arten von Fehlerquellen unterscheiden,
die in ganz verschiedener Weise wirken.

1. Die Beobachtungs fehler. Diese sind nur unrichtige
Angaben je einer einzelnen Uhrzeit.

Indem die Uhr in den Zwischenzeiten der Beobachtungen
automatisch fortgeht, entstehen neben diesen persönlichen
Beobachtungen auch unpersönliche Beobachtungen der Uhr,
die man jedoch keineswegs als fehlerfrei ansehen darf, son-
dern als in doppelter Weise mit P'ehlern behaftet. Es gibt

2. Standfehler. Auch wenn der Gang einer Uhr absolut
constant. wäre, würden solche Fehler vorkommen, die zu ver-
schiedenen Zeiten den Stand sprungweise ändern. In grober
Weise kann man solche Fehler hervorbringen, indem man bis-
weilen das Pendel hemmt oder schneller fortbewegt; aber auch
bei grösster Sorgfalt und Ruhe werden die unvermeidlichen Er-
schütterungen und die Veränderungen der systematischen per-
sönlichen Fehler des Beobachters Fehler dieser Art erzeugen.
Indem sie einfach summirt die Zeitbestimmungen entstellen,
werden sie mit den Beobachtungsfehlern combinirt quasi syste-
matische Fehler des Standes ergeben, die sich nach erfolgter
richtiger Bestimmung des constanten Ganges ganz wie die
Fehler der Instrumenten-Constanten verhalten würden, die ich
in meiner Abhandlung „Sur la compensation de quelques er-
reurs quasi-syst6matiques" untersucht habe.

3. Gangfehler. Es ist unmöglich einen vollkommenen
Isochronismus herzustellen, und der Gang einer Uhr wird sich
also immer verändern, und zwar wenigstens theilweise in un-

304

berechenbarer Weise. Auch bei sorgfaltiger Correction der
Störungen, viel mehr aber bei Vernachlässigung solcher Cor-
rectioncn, werden Fehler des Ganges vorkommen, und werden
nach doppelter Summation mit den Beobachtungsfdhlern und
einfach summirten Standfehlern vereinigt die eigenthümlichen
quasi-systematischen Fehler ergeben, die die Zeitbestimmungen
entstellen.

Im folgenden werde ich von jeder dieser drei Arten von
Fehlerquellen an sich voraussetzen, dass das Fehlergesetz das
gewöhnliche „exponentielle" ist, das sich durch Angabe von
Mittelwerth und mittlerem Fehler charakterisiren lässt, und zur
Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate berechtigt.
Diese Annahme vertheidige ich nicht durch Postuliren einer
allgemeinen Gültigkeit dieses Gesetzes für eine grosse Anzahl
von Beobachtungen; sondern nur dadurch, dass sie die mög-
lichst einfache sein mag, und durch den ziemlich allgemeinen
Umstand, dass gewiss nur sehr selten die Beobachtungsreihen
zahlreich genug sind, um die Abweichungen des Fehlergesetzes
von dieser einfachsten Form hervortreten zu lassen.

Ich werde mit Zq, . . Zr die beobachteten Stande der Uhr
bezeichnen, so dass Zr dem rten Secundenschlage entspricht,
mit Jof • • • ^r die anstatt dieser anzunehmenden ausgeglichenen
Stande, und mit go - * »gr die entsprechenden Gänge in der Se-
cunde. Damit wären für fehlerfreie Beobachtungen dreierlei
Gleichungen vorhanden, und zwar für jede Beobachtung eine
Gleichung von der Form

Sff ^^^ Zf

und für jede Secunde die zwei Gleichungen

gr—gr-^i = o

und Sr Jr + I 4-^.r = O

wo gx den constanten Gang bedeutet.

Bei wirklichen Beobachtungen bleiben Gleichungen der drei
Formen noch bestehen, dürfen aber nicht als unbedingt richtig
angesehen werden, sondern nur so, dass ihre rechten Seiten
als Ausdrücke gewisser Mittelwerthe anzusehen sind, deren ent-
sprechende mittlere Fehler in der Rechnung berücksichtigt
werden müssen, und zwar wird dann

WO ir das Quadrat des mittleren Beobachtungsfehlers des
rten Secundenschlages darstellt;

wo y das Quadrat des als constant angesehenen mittleren
Gangfehlers in einer Secunde ist. Ferner

305

(Sr — Sr+i) +/(gx) = O ± Vx

WO r das Quadrat des — als constant angesehenen — mittleren
Stand Fehlers, ebenfalls in der Secunde, bedeutet; während yj^^^
den in der kurzen Zeit von einer Secunde als constant und fehler-
frei anzusehenden Gang bezeichnen soll.

Wenn man die Secunde als unendlich kleine Zeit ansehen
darf, drücken diese Gleichungen respective die Beobachtungs-
fehler, die Gang- und die Stand-Fehler aus, und sind als Glei-
chungen für unter einander unabhängige Beobachtungen anzu-
sehen.

Für endlich verschiedene Beöbachtungszeiten würde also
ein eigenthümliches Integrationsproblem entstehen, nämlich die
Behandlung unendlich vieler Beobachtungsgleichungen nach
der Methode der kleinsten Quadrate.

Um dieser Schwierigkeit auszuweichen wählen wir am besten
die synthetische Methode die Gleichungen in der allgemeinen
Form aufzustellen, die sich als richtig beweisen lässt, und zwar
führen wir den Beweis durch Induction.

Für die Gleichungen der Zeitbestimmungen und für die in
den endlichen Zwischenzeiten resultirenden Gangfehler ergeben
sich die unabhängigen Gleichungen fast unmittelbar. Es sei

O die erste Beobachtungszeit
N die nach n Secunden folgende
M -» » 71 + m Secunden folgende
R » » «-j-OT-j-...-|_r Secunden folgende
Q » » ;i_f-^;-|-..,_(_^_|_^ Secunden folgende
L » » » + wH-...-|-r + ^+.../ See. folgende
AT » » « + wH-... + r + ^+... + /-|-^ Secun-
den folgende Zeit; dann besteht für die Zeitbestimmungen das
System der unabhängigen Gleichungen

und für die Gangfehler haben wir das System der von diesen
und unter einander unabhängigen Gleichungen

gR—gQ='0±y'^ (2)

Die Form y~qy für den mittleren Fehler ergibt sich aus der
Analogie mit verwandten Aufgaben, und ihre Richtigkeit wird
sich nachher bestätigen.

Femer bilden die zwischen R und Q angehäuften Stand-
fehler offenbar einen Theil der Differenz sq — sr^ und sie müssen
hier nothwendig auf diese bezogen werden. Zum Theil wird
aber sq — sr auch durch eine Function der Gänge, die zwischen
R und Q stattgefunden haben, bestimmt,

SQ — SR —/{^Ry . . . gg)

3o6

wird bei passender Bestimmung von f die Summe der ange-
häuften Standfehler bezeichnen. Und weil diese sowohl von
den Fehlem der Zeitbestimmungen als auch von denen der Gänge
und unter einander unabhängig sind, muss es möglich sein
für f eine solche Form zu finden und auch den mittleren
Fehler von

SQ SR f{gRy .. 'gQ)='0

so zu bestimmen, dass diese Gleichungen als unabhängig von den
andern und unter sich beobachtet behandelt werden können.
Dass die Form

2 (sr — j^) 4- ^ {^gR -^gq) = o ± Fj 173 y -I- ^flr (3)

die gesuchte ist, bestätigt sich vorläufig dadurch, dass sie für
unendlich kleine q mit der für diesen Fall gefundenen Form
übereinstimmt, und unser Beweis kommt übrigens dadurch zu
Stande, dass wenn alle Zeiten der wirklichen Beobachtungen
berücksichtigt sind, es sich bei den angegebenen Formen i,
2 und 3 als durchaus gleichgültig erweist, ob man neben diesen
Zeiten für beliebige andere Zeiten die sr und gR in die Rech-
nung hineinzieht oder nicht, indem man das Nichtvorhanden-
sein der Beobachtungen durch ^ri^=co ausdrückt, und nach
der Methode der kleinsten Quadrate die sr und gR für nicht
beobachtete Zeiten eliminirt.

Durch dieses Verfahren werden wir nebenbei etwas Wich-
tiges erzielen; wir erhalten nämlich das Gesetz der Interpolation
des Standes und des Ganges für jede Zeit zwischen und ausser-
halb der Beobachtungen, indem wir für die nicht beobachtete
Zeit R den Stand sr und den Gang gR in diesem Beweise
so eliminircn, dass wir zuerst ihre Werthe als Functionen der
Stände und Gänge der benachbarten Beobachtungen bestimmen,
und nachher die gefundenen Werthe in die übrigen Gleichungen
einsetzen.

Die zur Bestimmung der Unbekannten eben hinlänglich
zahlreichen Gleichungen, die man erhält, wenn man jede durch
das Quadrat des mittleren Fehlers dividirtc Gleichung mit dem
Coefficienten für eine Unbekannte multiplicirt und alle diese
Gleichungen addirt, werden in unserem Falle je 6 Unbekannte
enthalten, mit Ausnahme der beiden ersten (für Sq und ^o) und
der beiden letzten (für s/f^ und g/c), welche nur je 4 Unbekannte
enthalten; so dass die Stände und Gänge für je 3, speciell 2
auf einander folgende Zeiten dadurch in Abhängigkeit gesetzt
sind. Wegen dieser Verschiedenheit müssen 2 Fälle gesondert
untersucht werden, je nachdem es sich um eine eigentliche
Interpolation oder um eine Extrapolation handelt.

Wenn die nicht beobachtete Zeit die letzte (oder erste) der

307

Reihe ist, also Ja' = oo , so werden, wenn AI'ÄSecunden später als
L ist, die den Coefficienten sk und g^ entsprechenden beiden
letzten Gleichungen:

folglich
und

gA' = gL

(4)

SA-=^Si,-+-kg/^ (5)

Wie vorauszusehen war, soll also jede Vorausberechnung
des Standes mit dem ausgeglichenen Stande und Gange unter
Voraussetzung eines ungestörten constanten Ganges ausgeführt
werden.

Die Substitution dieser Werthe für s/^ und gj^ in dem vor-
letzten Paare von Gleichungen (mit den Coefficienten von s/^
und g/^ gebildet) lässt einfach die Glieder verschwinden, die in
dem letzten Paare von Gleichungen fehlen, also Ja' = oo er-
gibt durch die Elimination dasselbe Resultat, welches bei L
als letzte Beobachtungszeit unmittelbar erfolgt.

Wenn die nicht beobachtete Zeit, deren f ^ 00 , weder die
letzte noch die erste ist, dann ist uns ihr Platz in der Reihe
fast ganz unerheblich. Es sei J> = 00 , so dass n Secunden
nach O und m Secunden vor Af eine Beobachtung aus der
Reihe herausfallt, und durch Interpolation der entsprechende
Stand und Gang gesucht werden sollen.

Die Gleichung, die den Coefficienten für s// entspricht, hat
dann die Form

((2 {so — sjv) + « (go-\-gj\/))

- (2 {S,y — SAf) + m {gjv -i-gA/)) = o (6)

i n^y-\-na

3 tn^Y -\- ma
Die den Coefficienten für g^ entsprechende ist

J n^Y-\-na

(2 {so — J.v) + n {go +gN})

(2 {S,y — J ,/) + m {g,v 4- gA/)^ — ~ {go — gA')

(7)

H ^ ^

+ ^^igN—gM) = 0

Schreibt man

2 {so — s^)-^n{go + gA)=^{k w^y + ^^)~,

.(8)

3o8
So ergibt sich aus (6)

2 {S,v — J^) + W {gU-hgM) = (i MJy -H BIO) y {9}

und aus (7)

mgo — {« + w) ^JV + "gif :=nm{n-\-m)2k (l o)

Durch Addition von (8), {9) und (10) erfolgt
2 (Jo — sm) + {n + «i) igo + gjif) =

(i(« + -)^>' + (''+-)'^)7
welche * vennittelst sq, go, J.v und gu bestimmt,

*o ~ *-!/+ 1«+™) — ■

* = , (11)

i(« + »»P + -- (« + '")
Nach (10) ist aber

SN=gO-\->*—-^^ —2k.nm I

^gtf — m „.„ 2k. nm I

und nach {8) oder (9)

(iz)

= SM—m 1

k[imi + M"-)

(•3)

Diese Gleichungen (11), (iz) und (13) scheinen mir für die
Interpolation die bequemste Form zu haben. Für s/^ haben
wir auch expücite

Zwischen zwei wirklichen Beobachtungen soll man also ver-
mittelst der ausgeglichenen Stände sq und sm und Gänge go
Mild g,if nach einer Function dritten Grades die Stände
interpoliren, und zwar so, dass die Stände so und s/n am Anfang
und am Ende der Function entsprechen, dass aber der Dif-
ferential quo tient des Standes

^:=..-*- (.4)

von den Gängen um den Betrag — *- constant abweicht.

Die übliche Definition des Ganges wird also hier derartig
modiRcirt. dass unsere Pb die Geschwindigkeit aneeben. mit

309

sich, so ergibt unsere Ausgleichung, durch Stösse, Erschütte-
rungen und ähnlich wirkende Störungen der Stand um

geändert, während sich der Gang um gji/ — ^o verändert haben
muss.

Um unsern Inductions- Beweis mit der Elimination von sjv
und g^r zu Ende zu führen, müssen wir noch die gefundenen
Ausdrücke für diese Grössen in die Gleichungen einsetzen,
die der Methode der kleinsten Quadrate zufolge nach Multipli-
cationen mit Coefficienten anderer Unbekannten sich ergeben.
Von solchen gibt es vier, welche sj\/ und gj\; enthalten, und
wenn z. B. wie oben N die zweite Zeit der Reihe O, N, M
. . . J^f L,IC ist, so sind diese Gleichungen

— - zi^^ — — • ■ [ ~ .^_^^^__^______

(2S0— 2s/v'i'n{go + gjv))

-,-- (2 {so — SN)'hn {go H- gjv)) -+- ^ {go —gN)

^m^y-\-ma

(2 (j,v — SAf) + m {gN + g^))

V X , (2 (jiV — SAf) H- m {gN + gAf))

W^y-f/ff

4- ( 2 {SAt — Si) 4- / {gAf -h gl))

— „- igN — gAf) + J-y ^^^ ~ SLJ

Es ist sehr leicht sich zu überzeugen, dass die Einführung
der Ausdrücke (8) und (9) für sn und gN hier keine andere
Aenderung hervorbringt, als dass in den beiden ersten Glei-
chungen iV in M niid zugleich n in n-^-m übergeht, und in
den beiden letzten N' in O und w in « -f- zw, und dadurch er-
halten eben diese Gleichungen dieselbe Form, als wenn N gar
nicht unter den Beobachtungszeiten vorkäme, und M nach
n-^-m Secunden als zweite Beobachtungszeit auf O nachfolgte.

Es ist also bewiesen, dass die mittleren Fehler der Glei-
chungen (i), (2) und (3) die richtigen Werthe haben, und dass
die linken Seiten der Gleichungen dieses Systems als unter
einander unabhängig beobachtet anzusehen sind.

Es versteht sich von selbst, dass man statt der Secunde
jede beliebige Zeit als Einheit der Zwischenzeiten n, m, l , , ,
wählen kann, nur werden dadurch die Constanten y und a
verändert.

310

die nach der Methode der kleinsten Quadrate zu
Gleichungen nach den unbekannten Elementen s und g
aufzustellen, führen wir der Kürze wegen statt fr d ie
iden Gewichte ein, so dass

y = to9o = ijv9Jv = hf 9Af = Sl 9>l
n für

■= - 4 w^ H — = -

W^ H — = T

•nn alle Gleichungen durch y dividiren, und uns
ur 4 Beobachtungszeiten begnügen, haben wir

^so-i- 2Vgo — ^^Sjvh2Vgjv

vn +—\go— 2vsj^

+ yn — --\gjv

2 (v — ^) gN — ^ J.V+ 2 |Ll^j/
^-J^Ö — 2(V — jli) Ja-

k'5)

2A^/,

5ii

In gewissen Beziehungen müssen diese Gleichungen als sehr
einfach bezeichnet werden, dennoch ist, auch wenn die Verhält-
nisse sämmtlicher verschiedenen mittleren Fehler gegeben sind,
ihre Auflösung so sehr complicirt, dass eine directe Anwendung
gewiss nur in seltenen Ausnahmefallen zu erwarten ist. Für
den allgemeineren Gebrauch muss es jetzt die Aufgabe sein,
Annäherungsmethoden zu suchen und diese, sowie die be-
kannten Methoden vermittelst unserer Theorie numerisch zu
prüfen. Es ist meine Absicht solche Arbeiten zu unternehmen.
Hier werde ich nur eine Annäherung kurz behandeln, die auch
für die Theorie selbst unentbehrlich ist. Vor jeder Anwendung
müssen die Constanten y und a, sowie die mittleren Fehler f^
der Zeitbestimmungen berechnet werden. Diese Rechnung
kann nur durch wiederholte Versuche ausgeführt werden, und
wird nur gelingen, wenn man von angenäherten Werthen dieser
Unbekannten ausgehen kann. Mit Hülfe einiger fast gleich-
zeitigen Beobachtungen können bekanntlich die f^ hinlänglich
genau bestimmt werden. Um y zu bestimmen muss man da-
gegen die sehr grossen Zeitintervalle anwenden. <y wird haupt-
sächlich aus den mittelmässig grossen Zeitintervallen zu be-
stimmen sein. Wie die Grenzen zwischen diesen Kategorien
zu setzen sind, hängt freilich von der Grösse von y und c
selbst ab.

Es muss mit der vorläufigen Bestimmung von y angefangen
werden, und die ganze Reihe von Zeitbestimmungen muss in
eine hinlänglich grosse Anzahl — etwa 20 — Abtheilungen
vorläufig eingetheilt werden, deren jede einen Normalwerth des
Standes, Zr^ liefert, den wir uns als fehlerfrei beobachtet, f^ = o,
anzusehen erlauben können. Ausserdem setzen wir voraus,
dass zwischen diesen Normalwerthen die Zwischenzeiten gross
genug sind, um in den mittleren Fehlern der Gleichungen (2),

]/ \yiy ^ v(j, das Glied vtf gegen \v y unerheblich zu machen.
Dann ergibt die eine Hälfte der Gleichungen (15) einfach j,. = «,.,
die andere geht in ein einfacheres System über, das den Glei-
chungen der zwei allgemeinen Formen

gR + gQ = - {^Q — ^fi) ± '''1 qy (16)

gR—gQ = 0±Vq^ (17)

als unter einander unabhängigen entspricht; nämlich indem man
überall mit - multiplicirt :

Vierteljalmschr. d. Astronom. Gesellschaft. 32. 2 I

312

n fi

Un + ^m

Ui + Uk
«/fr
WO

(i + i)

2 ^

gL-^cgK

(i8)

«« = —7 (^A' — 2o)

n
3

«w = -— (S^il/ — «iV)
«/ = ^2" (?L — 2il/)

«yfr

(«A— 2/:).

Wenn durch leichte numerische Elimination goy gN • • • gK ge-
funden sind, bestimmen die Quadrate der Restfehler der Glei-
chungen (16) und (17) in gewöhnlicher Weise die unbekannte
Zahl y; bei a Beobachtungen und Unbekannten gibt es von
beiden Formen a — i Gleichungen, der Divisor der Quadrat-
summe wird also immer a — 2.

Die Leichtigkeit, mit welcher man nach (18) rechnet, und
besonders der Umstand, dass bei einer neu hinzukommenden
Beobachtung fast die ganze frühere Rechnung angewendet
werden kann, wird ohne Zweifel diese Annäherung als selb-
ständiges Verfahren bei Uhrausgleichungen empfehlen. Jeden-
falls wird dieses den Vorzug vor dem wohlbekannten rohen

Zq z^

Verfahren haben, bei welchem man einfach -^ als constan-

ten Gang zwischen R und Q ansieht; und wenn die Uhr wenig
Erschütterung erleidet, wenn ausserdem die Zwischenzeiten
nicht zu klein und die Zeit -Beobachtungen scharf und ohne
grosse Veränderungen des persönlichen Fehlers angestellt sind,
dürfte die Anwendung von (18) vielleicht ausreichen.

Nachdem die f/? durch die Zeitbestimmungen mit kurzen
Intervallen und y durch die grossen Intervalle bestimmt sind,
bleibt nur die Bestimmung von <s übrig — offenbar die Haupt-
schwierigkeit des Problems. Aber auch, wenn es hier nicht
gelingen sollte einen angenäherten Werth mit leichter Rech-
nung zu erlangen, so dass man immer mit der Annahme <y = o

anfangen müsste, wird man voraussichtlich doch bei wenig Wie-
derholungen der Rechnung nach (15) eine Bestimmung dieser
Constante erreichen können.

IV.

Bestätigen die neuesten Beobachtungen das Resultat Prof.

V. Oppolzer's : dass auch bei dem periodischen Cometen

Winnecke Encke's Hypothese des Widerstand leistenden

Mediums Geltung zu haben scheine?

Von Freiherm Dr. E. v. Härdtl.
(Vorgetragen in der Sitzung am 30. August 1887.)

Nur mit Zagen habe ich mich zum Wort gemeldet und wage
es vor die geehrte Versammlung zu treten, da ich mir wohl
bewusst bin, dass meine Untersuchungen über den periodischen
Cometen Winnecke kaum mehr als Vorarbeiten genannt werden
können, und noch kein Anhaltpunkt zur definitiven Entscheidung
der Frage gewonnen wurde, ob dieser Comet, analog dem
Encke'schen, eine Acceleration der mittleren Bewegung zeigt.
Immerhin scheint mir aber die Zusammenstellung meiner wenigen
Resultate mit früheren Arbeiten über diesen Gegenstand einiges
Bemerkenswerthe zu bieten.

Ich erlaube mir daher schon heute — zumal meine Arbei-
ten über diesen Gegenstand noch Jahre dauern dürften — einiges
davon zur Sprache zu bringen, und erbitte mir hierzu für eine
kurze Spanne Zeit Ihre Aufmerksamkeit. In einer Reihe von
Untersuchungen*) hat zuerst unser zu früh dahingegangenes Vor-
standsmitglied, mein unvergesslicher Lehrer Professor v. Oppolzer
darauf aufmerksam gemacht, dass auch bei dem periodischen
Cometen Winnecke Encke's Hypothese des Widerstand leisten-
den Mediums Geltung zu haben scheine.

Voraussetzend, dass nicht alle Anwesenden sich des Inhaltes
dieser Arbeiten in allen Einzelheiten entsinnen, scheint es mir,
da ich auf diese Arbeiten in meinen Ausführungen mehrmals
zurückkommen müsste, angezeigt, gleich anfangs eine kurze,
möglichst übersichtliche Inhaltsangabe derselben voranzuschicken.

Mit Zugrundelegung bloss genäherter Jupiter- und Satum-
störungen vom Jahre 18 19 bis 1869 leitete Oppolzer nach der

•) Th. V. Oppolzer, über den Winnecke' sehen Kometen, Bd. LXII
und LXVIII d. Sitzb. der k. Akad. der Wissenschaften Wien. — Astron.
Nachr. Nr. 23 14, 2319, 2326. — Vergleiche auch Oppolzer's Vortrag, gehalten
in der 54. Versammlung deutscher Naturforscher und Aerzte, Salzburg 1881.

21*

314

bekannten Form : fi = "'^ ^^^ folgende Werthe für die mitt-
lere, für 1858 Mai 2 osculirende tägliche Bewegung ab:

1819— 1858 1858— 1869

^ = 6381'63 12 f* = 638!'7007

a gibt die Anzahl der Umläufe, x die Störungen in der mitt-
leren Anomalie, / das Intervall in Tagen angesetzt, welches von
einem beobachteten Periheldurchgang bis zum nächstfolgenden
verflossen ist.

Schon diese Zahlen scheinen auf eine Acceleration der mitt-
leren Bewegung hinzuweisen, doch bemerkte der Autor mit
Recht, dass die Differenz dieser Werthe auch ihre Erklärung
in den Fehlern der genäherten Störungsrechnung und der Ver-
nachlässigung der Störungen der übrigen Planeten haben könne.

Ich werde auf diese Resultate später nochmals zurückkommen,

will aber nur gleich erwähnen, dass für Jupiter die Masse— ^- , für

Saturn - ^^ ^ angenommen war, während Oppolzer's späteren Rech-
nungen durchgehends wohl dieselbe Saturnsraasse, aber die Ju-
pitersmasse — ^ — zu Grunde liegt.

r 104g o

Nachdem die Elemente des Cometen mit den genäherten
Störungswerthen verbessert waren, wiederholte Oppolzer die Stö-
rungsrechnung von 1858 — 1869, aber in strenger Weise. Auf
diese Rechnung selbst, auf die Bildung der Normalörter, erneute
Verbesserung der Elemente u. s. w. will ich hier nicht näher
eingehen. Eines scheint mir aber wichtig zu betonen. Die-
selben Elemente, welche zur Ableitung der strengen Störungs-
rechnung von 1858 — 1869 gedient hatten, waren auch zur Vor-
ausberechnung des damals bevorstehenden Perihel-Durchganges
im Jahre 1875 benutzt worden.

Berücksichtigt man erstens, dass die Störungen nach der
Methode der Variation der Constanten berechnet wurden, und
dass bei dieser Methode selbst grössere Aenderungen der Ele-
mente auf die Störungswerthe keinen merklichen Einfluss zeigen,
ferner dass die Beobachtungen im Jahre 1875 nur einen Unter-
schied von ungefähr 10 Zeitsecunden mit der Vorausberechnung
zeigten, so erhält man nicht nur einen Anhaltpunkt um die
Güte der Elemente zu beurtheilen, sondern es scheint mir auch
der Schluss berechtigt, dass eine nochmalige Wiederholung
der Störungsrechnung mit neuerlich verbesserten Elementen nur
eine unbedeutende Aenderung in den Störungswerthen werde
ergeben können. Man kann also — wenigstens vorderhand —
Oppolzer's Störungswerthe als definitive ansehen.

Mit dem Jahre 1875 bricht die strenge Störungsrechnung
Oppolzer's ab. Von diesem Jahre an bis 1886 rechnete, aller-

315.

dings bloss mit Rücksicht auf die ersten Potenzen, Herr Alois
Palisa Störungen durch die Planeten Jupiter und Saturn.

Mit der Anführung jener Resultate, welche die Discussion
der Darstellung der Beobachtungen in den Jahren 1858, 1869
und 1875 ergab, will ich meine Uebersicht schliessen. Oppolzer
sagt: „Eine genügende Darstellung der Beobachtungen ist nur
durch Zuhilfenahme einer der zw'ei folgenden Hypothesen mög-
lich. Man muss die Jupitersmasse auf den Betrag — vermin-
dern, oder man ist gezwungen eine ähnliche ausserordentliche
Einwirkung auf den Cometen, wie dies Encke gethan hat, an-
zunehmen. Mit ersterer, wenig wahrscheinlicher Annahme ist
die Darstellung der Beobachtungen keine befriedigende, wohl
aber lässt die zweite Hypothese eine sehr gute Darstellung er-
zielen. Die Accelerationi in der mittleren täglichen Bewegung
ergibt sich für einen Umlauf zu: z^/i = -j-/oI'oi436.**

Nur den besonders ungünstigen Sichtbarkeits Verhältnissen ist
es zuzuschreiben, dass der Comet Winnecke sein Perihel im
December 1880 unbeobachtet passirte. Im Jahre 1886 gestal-
teten sich diese Verhältnisse aber wesentlich günstiger.

Bereits am 19. August dieses Jahres traf auch die telegra-
phische Anzeige von dem VViederauffinden des Cometen durch
Finlay am Cap ein. Der Durchgang durchs Perihel hatte 1 2 Tage
früher stattgefunden als nach Herrn Palisa's Rechnung zu er-
warten war.

Diese auffällige Differenz der Beobachtung und Rechnung
veranlasste mich die Bearbeitung dieses Himmelskörpers zu über-
nehmen.

Bevor ich jedoch an eine Weiterarbeit ging, schien es mir
gerathen, alle vorhergehenden Arbeiten über diesen Himmels-
körper einer gründlichen Revision zu unterziehen, und konnte
ich dieselbe, Dank dem Umstand, dass mir Professor v. Oppolzer
freie Einsicht in seine diesbezüglichen, heute leider unzugäng-
lichen Manuscripte gewährte, der Hauptsache nach auch zu
Ende führen.

Dass diese Revision in keinem einzigen Falle einen Erfolg
hatte, wird keinen wundern, der vielleicht Gelegenheit hatte
kennen zu lernen, in welch klarer Art und Weise, mit welcher
Riesensorgfalt Professor v. Oppolzer astronomische Rechnungen
zu führen pflegte.

Wenn ich schliesslich aber doch etwas andere Resultate
erhielt, so liegt der Grund erstens darin, dass ich statt der
oben erwähnten Jupitersmasse durchweg die Bessel'sche ein-
führte, und zweitens auch die Störungen durch Venus, Mars
und Erde hinzufügte. Da die Bahn des Cometen Winnecke

JN*

3i6

einerseits ausserhalb der Venusbahn liegt, andererseits sich nur
wenig über die Jupitersbaho hinaus erstreckt, kann man die
Störungen der übrigen Planeten vernachlässigen.

Meine Rechnung ergab folgende Werthe:
1 8 ig— 1858 1858—1869 1869— 1875

^ = 63876303, /i. = 638r72382 n, = 638:76882

Bei der Ableitung von ßo waren die Störungen der Planeten
Erde, Venus und Mars vernachlässigt, die Störungen durch Ju-
piter und Saturn nur mit Rücksicht auf erste Potenzen berück-
sichtigt worden. Der Fehler in (lo kann also so gross sein, dass
ein Schluss auf Acceleration aus der Differenz dieses Werthes
gegen die beiden anderen illusorisch ist. Auf einen Punkt er-
laube ich mir aber aufmerksam zu machen. Um fto mit dem
Mittelwerth von (ti und (ti in Kinklang bringen zu können, muss
man, wenn man vorerst von dem störenden Einfluss der inneren
Planeten absieht, annehmen, dass die genäherte Störungsrech-
nung die Störung in der mittleren Anomalie um 2 1 Bogenminuten
zu gross ergeben habe. Den grösstcn Einfluss auf die Richtig-
keit dieses Werlhes hat aber der Coefficient, den Oppolzer in
seiner Abhandlung mit {12) bezeichnet,

Es ist dies der Coefficient, welcher das Doppelintegral ver-
mittelt. Dieser ist aber der Hauptsache nach wieder durch den
Werth der grossen Axe bedingt. Nun hat Oppolzer in der .
Störungsrechnung 1819 — 1858 die grosse Axe nicht unbedeutend
zu klein angenommen. Ich vermuthe also, dass eine Wiederholung
der Störungsrechnung von i8ig — 1858 mit dem wahren Werthe
der grossen Axe eher einen noch grösseren Werth für die Stö-
rungen in der mittleren Anomalie ergeben wird, als das Umge-
kehrte. Lässt man diese Vetmuthung gelten, welche allerdings
nur durch eine neue strenge Störungsrechnung von 1819 — 1858
bewiesen werden kann, so würde fjo noch kleiner, die Differenz
zwischen diesem Werthe und dem späteren noch grösser. Ob-
wohl in Bezug auf Störungs werthe fii und (ii streng abgeleitet
sind, scheint es mir auch aus diesen noch nicht zulässig schon
auf eine Acceleration der mittleren Bewegung zu schliessen.

Die Beobachtungen der Jahre 1869 und 1875 sind der Rech-
nung unvollständig zu Grunde gelegt worden. Es kann also ein
kleiner Fehler in der abgeleiteten Perihelzeit vorliegen. Femer
hat von 1869 bis 1875 der Comet nur einen Umlauf gemacht.
Es wird daher Jn obiger Form der Nenner verhältnissmässig klein
und unsicher. Die kleine Differenz von [ii und fi^ kann also
auch hierin ihren Grund haben. Nimmt man vorderhand auf
die Beobachtungen des Jahres 186g keine Rücksicht, und leitet

317

aus den definitiv reducirten Beobachtungen des Jahres 1858 und
jenen des Jahres 1875 die mittlere Bewegung ab, so eliminirt
man erstens eine Unsicherheit, und erreicht ferner den Vortheil,
weil der Comet in diesem Zeiträume drei Umläufe vollendet hat,
dass der Nenner sehr gross wird. Es ergibt sich hiemach die
mittlere Bewegung mit grosser Sicherheit zu:

1858— 1875
^, = 638r73882.
Mit der Ableitung dieser Zahl waren meine Vorarbeiten voll-
endet« Um auch von diesen möglichst unabhängig zu werden,
Hess ich vor Inangriffnahme meiner ferneren Untersuchungen
eine längere Pause eintreten. Ohne Bezug auf alles Vorher-
gehende, lediglich mit Zugrundelegung derjenigen für die Pe-
rihelzeit 1875 osculirenden Elemente, welche die Beobachtungen
der Jahre 1858, 1869 und 1875 am besten darstellen, ging ich
an die Fortsetzung der Störungsrechnung, und zwar für die Pla-
neten Venus, Erde, Mars, Jupiter und Saturn. Die Methode
der Variation der Constanten wurde beibehalten.

Da sich im November 1881 der Comet dem Jupiter bis auf
Q = 0.44 näherte, sind die Störungen nicht unbedeutend. Fol-
gende abgekürzte Zahlen mögen ein Bild derselben geben:

1875— 1886

JM—

^55

jn —

— 0

^ß

Jq) —

— I

Ji —

+ 3

/1(i = — 9?47

Die Darstellung der Beobachtungen des Jahres 1 886 mit den
osculirenden Elementen ergab eine Differenz von mehreren Bo-
genminuten. Es lässt sich aus dieser Differenz aber kein Schluss
auf die Güte der Elemente machen, weil die Umstände, dass
eine andere Jupitersmasse eingeführt wurde, so wie auch die
Störungen der Planeten Venus, Erde und Mars hinzutreten, die
Darstellung der Beobachtungen der früheren Jahre wesentlich ver-
schlechtern. Benutzt man aber die Beobachtungen dazu, um
aus ihnen die Perihelzeit abzuleiten, so lässt sich mit dieser
Angabe und femer den vorhandenen Störungen wieder die
mittlere tägliche Bewegung bestimmen.

Von 1875 — 1886 ergibt sich diese zu:

^3 = 638^80823
also neuerdings grösser.

Dieses Resultat hat mich aus einem Gmnde besonders über-
rascht. Leitet man nämlich aus den erhaltenen Zahlen einer-
seits von 1858 — 1875, andererseits von 1875 — 1886 die even-

3'8

tu«ll stattfindende Acceleration der mittleren Bewegung von
Umlauf zu Umlauf ab, so ergibt sich dieselbe in naher Ueber-
einstinimung aus den 2 Gruppen ^ft^ -(- o?028. Zur Ver-
gleichung setze ich auch jenen Werth hier an, den Backlund
aus den Erscheinungen 1871 — 1885 für den Encke'schen Co-
meten gefunden hat.*)

^ /^ = + 0?05 1

Es liegt nicht in dem Plane meiner heutigen Ausführungen,
weitere Schlüsse an diese Resultate zu knüpfen. Eines jedoch
möchte ich noch erwähnen.

Den Grund, weshalb ich vermuthe, dass eine Wiederholung
der Störungsrechnung von 1819 — 1858 eher grössere als klei-
nere Werlhe für die Störungen in der mittleren Anomahe er-
geben werde, habe ich früher dargelegt. Damit nun auch aus
der Verbindung: der Erscheinungen 1819 und 1858 sich eine
Acceleration von -)- 0^028 ergebe, genügt es den Fehler der
genäherten Störungsrechnung und der Vernachlässigung der
Wirkung der inneren Planeten zu rund 6 Bogenminuten, und
zwar mit dem von mir wahrscheinlich gemachten Zeichen anzu-
nehmen. Die Vergleichung der genäherten mit der strengen
Störungsrechnung von 1858 — 1875 hat mir gezeigt, dass ein
Fehler in solchem Betrag innerhalb der Grenze der Unsicherheit
der angewandten Methode liegt. Einen Fehler von mehr als 10 Mi-
nuten zeigte aber die genäherte Rechnung nicht einmal zur
Zeit ihrer grössten Unsicherheit, bei der besonderen Annäherung
an Jupiter im Jahre 1870.

Ich glaube, bei dem heutigen Stande der Untersuchungen
fallt auch dieses Argument in die Wagschale. Gerne hätte ich
bis heute unabhängig von dem hier eingeschlagenen Verfahren
den Beweis hergestellt, dass auch die Darstellung der Beobach-
tungen eine Vergrösserung der mittleren täglichen Bewegung
erfordert. Mit Anstrengung meiner äussersten Arbeitskraft war
mir dieses aber nicht mehr möglich. Kaum die Beobachtung
der Vergleichsteme, die Neureduction und Darstellung der zahl-
reichen Beobachtungen, wenn mir diese Arbeit auch durch
freundliche Mitwirkung des Herrn Dr. Oppenheim in Wien wesent-
lich erleichtert wurde, konnte bis heute abgeschlossen werden.

Obwohl das Verfahren, dessen ich mich in meinen heutigen
Ausführungen bediente um die stetige Zunahme der mittleren
Bewegung zu zeigen, theoretisch eben so zulässig ist wie der
Beweis aus der Unmöglichkeit einer Darstellung der Beobach-
tungen ohne diese Annahme, so ist doch bei der praktischen
.\nwendung letzterem unbedingt der Vorzug zu geben.

•) 0. Bidduml, Corael Encke 1865—1885.

3^9

Die Hauptschwierigkeit bei der Anwendung obiger Formel
besteht in der Bestimmung der Perihelzeit mit der hier erfor-
derlichen Genauigkeit. Liegt eine genügende Anzahl von Be-
obachtungen vor, so wird sich dieser Moment mit beliebiger An-
näherung fixiren lassen. Ist aber das Beobachtungsmaterial eines
Jahres sehr gering, liegen alle Beobachtungen nur vor dem Pe-
rihel, und sind sie ausserdem unsicher, weil sie nur bei Morgen-
grauen angestellt werden konnten, so wird die Sicherheit der
Bestimmung wesentlich leiden. Alle diese ungünstigen Umstände
vereinigen sich im Jahre 1875. Trotzdem scheint mir der
Umstand, dass die Acceleration sich nahe mit gleichem Betrag
vor wie nach 1875 ergibt, dafür zu sprechen, dass auch hier
der abgeleitete Werth für die Perihelzeit (1875) dem wahren
fast ganz gleichkommt.

Ich habe auf diese Unsicherheit, die obigen Resultaten an-
haften kann, aufmerksam gemacht, weil ich lediglich aus
diesem Grunde obigen Resultaten nicht unbedingte Beweiskraft
zuspreche und noch nicht wage eine Acceleration der mittleren
Bewegung als unzweifelhaft hinzustellen.

Noch viel weniger möchte ich aber die wahrscheinliche Ac-
celeration der mittleren Bewegung bei Comet Winnecke für die
Richtigkeit der Hypothese Encke's ins Treffen fuhren.

Schon V. Asten macht darauf aufmerksam, dass die Thatsache,
dass die mittlere Bewegung eines Cometen bei jedem Umlauf
einen constanten Zuwachs erhält, nicht als Beweis für die Rich-
tigkeit der Hypothese gelten könne.*) Ja, das wichtigste Ar-
gument für ihre Richtigkeit liege in dem Nachweis, dass die
Darstellung der Beobachtungen eine Verminderung der Excen-
tricität gerade in jenem Betrage erfordere, den die Theorie
aus dem Gesetze des Widerstandes folgert. Diesen Nachweis
konnte Oppolzer wegen unzureichenden Beobachtungsmaterials
nicht liefern. Ich kann also dem Resultate OppoIzePs in seiner
weiteren Fassung, „es scheine auch bei Comet Winnecke Encke's
Hypothese desWiderstand leistenden Mediums Geltung zu haben",
nicht beistimmen.

Fasst man aber die Resultate Oppolzer's so zusammen:
Es ist wahrscheinlich, dass die mittlere Bewegung des Co-
meten Winnecke in dem Zeiträume von 18 19 — 1875 von Um-
lauf zu Umlauf eine Acceleration erfahren hat, so glaube ich
nach meinen heutigen Ausführungen zustimmen und nur die
Zeitgrenze noch bis zum Jahre 1886 erweitem zu können.

♦) Dr. E. V. Asten, Untersuchungen über die Theorie des Encke*schen
Cometen, 11. Theil.

V.
Ue stündliche Nutation der Erdkruste.

Von Prof. F. Folie,
^en in der Sitzung am 30. August 1887.)

'sehen Gleichungen sind sowohl auf die Rota-

Erdkruste als auf die Bewegung der ganzen

1 meiner Theorie der taglichen, jährlichen

■'gung der Erdaxe habe ich die beiden

j^en integrirt, und bin so zum Ausdruck

in Schiefe und Länge gelangt. Der

^-^^— AB - '

'^'erth ungefähr ofis gleich ist.
leichung integriren, welche lautet

^ — lm-\-n r),

•^sslich nur auf die Erdkruste;

•iss für die ganze Erde ver-

lie aber nicht.

tions-Geschwindigkeiten um

neben nr vernachlässigen.

twickeln. Die letzten
id von der Neigung

'^ sin (2 d + 2 9),

irne, und setzt
kommt man

0 — 29);
hlässigung

2 9)[

321

Auf der linken Seite darf man ndi=^dq> setzen; dann gibt
die Integration, wenn man im rechten Gliede n als eine Con-
stante betrachtet,*)

■ 8 " C

(4)

«o

< I /

ii.o

n 2 \

I COS 2 q>

8.04 , - V , 3.68

--_ COS (2 ([_ — 2 9) H _— — COS

I — m\

tn.

(2© — 2g>)j

I — j ist demjenigen der

Die linke Seite n — «© ist die Variation Jn der Rota-
tions-Geschwindigkeit der Erdkruste; und der Coefficient des

Verhältnisses — , nämlich \ — 7,—

n 8 6

täglichen Nutation gleich, bis auf einen sehr kleinen Bruch

0.15

wo N die bekannte Zahl 206265 bezeichnet; und so bekommt
man

.50 cos 2 ^>

dieser letzteren. Man kann ihn also gleich oI'i5 oder -^/ setzen,

(5)

6n 0.15 f

H — -^-^ cos (2 ([ — 2 g>) + -^^ cos (2 O — 2 9)1

I — m\ * — ^2 ]

Der Bruch - - ist zwar sehr klein : sein Werth ist nämlich

0.000000726. Nichtsdestoweniger wird die Variation des von
einem Punkte des Parallels von 45° nach 6 Stunden durch-
laufenen Weges sehr merklich sein. Der Ausdruck dieses Weges
ist, wenn ^ den Radius bezeichnet, während des Zeitelementes dt\

qdcp = ^ («o + ^ti) di\
das Element seiner Variation ist also

QJnd/=Q — dg),

oder, wenn der vorstehende Bruch 0.000000726 gleich a ge-
setzt wird:

^<y J0.5 cos 29 -\ — - — ^ cos (2^ — 2(p)

I — m.

H ^^— cos

I -- m

{2Q — 2(p)\

dq>

Integrirt man diesen Ausdruck zwischen 9 = — 45° und
9> =^ H- 45°, so bekommt man für die Variation des nach 6 Stunden
durchlaufenen Weges:

1 dt
*) Die Integration kann man strenge ausfuhren, indem man — = - - = r

n dtp

dn I dx

setzt , woraus — - = — — — — ; aber diese weitläufigere Rechnung würde

dt dtp .^3

keinen Unterschied in dera Resultate hervorbringen.

322

=-/"■{ 1

d(p

= 4 (> tf { 0.5 sin 29 — ^'^^ ^.^ sin {2(i — zqi)

1.84 . / ^ \l+i"^

— 7 ^r sin (2 O — 2 9) l

o),

Q'5 + . ^' ,wC0S2(r + T-

1.84

^zY

cos 2

wenn man hier die Incremente der Mondlängen und der
Sonnenlängen während 6 Stunden vernachlässigt.

Für ([^=0 = 0° oder 1 80° hätte man also ungefähr

Je==. 6.4 ^<y,
oder für den Parallel von 45° /i^ = 20.9 m. In der That setzen
sich diese 20 m aus 10 m nach Osten während 3 Stunden, und
10 m nach Westen, während der 3 nachfolgenden Stunden,
zusammen.

Hieraus folgt auch, dass eine Uhr, deren Gang strenge
null wäre, die Unregelmässigkeiten der Rotationsbewegung der
Erdkruste andeuten kann.

Diese Bewegung hat nämlich als Maass den Winkel gp,
welcher um 1 5° per Stunde wächst, in der Annahme, dass die
erste gleichförmig ist. Nun ist d^ z^z=ndt\ und das linke Glied

in (5) ist I . Multiplicirt man die beiden Glieder mit dtp

und schreibt man Uodi anstatt - dw. so wird

n ^

fiodi^=dfp\i — a\ 0.5 cos 2(p-\ — cos(2([ — 2(p)

l L ^—<

1.84 ,

+ - — - - cos (2

I — m.

0-29.)]}

Integrirt man, indem man annimmt, dass q>^^=o für / = o,
d. h. dass / die Sternzeit im ersten Meridian bezeichnet, so wird

Atp = tp — wo/ = cy| 0.25 sin 2tp

s^z ^^^ (2 (j- ^ _ ^) sin {w — m\t )

I — fn.
1.84

(I~m,)^

COS

(2 Ol — 9?) sin [tp — mit) \

WO ^ , und ©i die mittleren Längen für die Zeit — bezeichnen.

3^3

Zwischen 0*" und ö** wird die Variation sehr wenig von

(J<p)e^ = c j^-;^ - sin 2 C. + ^-^^ sin 2 ©. j

verschieden sein.

Zwischen 6^ und 12^ würde man eine sehr nahe gleiche
Variation mit entgegengesetztem Zeichen bekommen; so dass
die Länge des halben Tages trotz dieser Variationen fast un-
verändert bleibt. Will man die vorige Variation in Zeitsecunden
ausdrücken, so braucht man nur das rechte Glied mit 'A' zu
multipliciren , und berechnet man dieselbe für den Fall wo
sin 2 ^ X = sin 2 ©i = I ist, so wird sie, da — <y ^= 0.0 1 ist, gleich
s / 4-02

Das absolute Maximum kann sehr wenig mehr betragen.
Es würde also, in den vorigen oder in sonstigen günstigen
Umständen, welche sich leicht bestimmen lassen, eine Uhr,
deren Gang strenge null wäre, nach 6 Stunden, in Vergleich
nait der täglichen Bewegung des Himmels, einen positiven
bez. negativen Gang von o!o6 andeuten.

Diese Grösse ist, in dem jetzigen Zustande der Astronomie,
gar nicht zu vernachlässigen.

. \ = o!o6 ungefähr.

VI.

Ueber die Periodicität der Sonnenflecken seit dem Jahre

1618, vornehmlich in Bezug auf die heliographische Breite

derselben, und Hinweis auf eine erhebliche Störung dieser

Periodicität während eines langen Zeitraumes.

Von Prof. Spörer.
(Vorgetragen in der Sitzung am 30. August iSÄy.)

Die Sonnenflecken sind bekanntlich seit 1854 in der Weise
periodisch aufgetreten, dass vor einem Minimum nur Flecke
in den niedrigen heliographischen Breiten vorkamen, und dass
beim Minimum der alte Fleckenzug nahe dem Aequator auf-
hörte, während ein neuer Fleckenzug in höheren Breiten (bei-
läufig bei 30°) begann, worauf die mittlere heliographische
Breite der Flecke bis zum nächsten Minimum fortdauernd ab-
nahm. Weil die neueren Beobachtungen (seit 1854) dies Re-

,>if, .•

-s

sultat in drei Perioden mit grosser Uebereinstimmung*) geliefert
haben, könnte man geneigt sein, dasselbe als allgemein geltend
zu betrachten. Um dies zu prüfen, habe ich ältere Beob-
achtungsreihen untersucht. Dabei hat sich ergeben, dass jene
regelmässige Periodicität vielfach nachgewiesen werden kann.
Um so mehr ist es merkwürdig, dass in einem sehr langen
Zeiträume, nämlich in der zweiten Hälfte des 17. bis zum An-
fange des 18. Jahrhunderts, wesentlich andere Verhältnisse ge-
herrscht zu haben scheinen.

Ich beabsichtige, später meine Untersuchung ausführlicher
bekannt zu machen, und werde mich hier nur auf kurze An-
gaben beschränken.

Die Untersuchung wurde zunächst durch den Umstand
begünstigt, dass zufallig das Manuscript der Staudach'schen
Beobachtungsreihe in meine Hände gelangte. Ueber diese
wichtige Beobachtungsreihe, welche den Zeitraum 1749 bis 1799
umfasst, hat Prof. Wolf in seinen „Mittheilungen" IV S. 54 — 63
viele specielle Angaben gemacht, und findet man daselbst
Wolfs Zählungen der Flecken- Häufigkeit für jeden Tag der
Staudach'schen Beobachtungen nebst Berechnung der „Relativ-
zahlen" für die einzelnen Jahre. Staudach hat die Flecke
nach dem jedesmaligen Vertical in Kreise von beiläufig 7 cm
Durchmesser eingezeichnet, indessen anfanglich nicht die Be-
obachtungszeit angegeben, so dass ich die ersten Jahrgänge
nicht für meinen Zweck benutzen konnte. Für diese Jahre
lieferten Zucconi's Beobachtungen eine vortreffliche Ergänzung.
— Vergl. Wolt's Mittheilungen IV S. 64—68.

Nach Zucconi's Beobachtungen ist das Minimum auf die
Mitte des Jahres 1755 zu verlegen. Der alte Fleckenzug dauerte
auch nach dem Minimum vornehmlich auf der nördjjchen Halb-
kugel noch einige Zeit fort und lieferte die mittlere helio-
graphische Breite = 6° auf beiden Halbkugeln. Von dem neuen
Fleckenzuge wurde der erste Fleck im Juni 1755 auf der süd-
lichen Halbkugel beobachtet, und die folgenden Flecke des-
selben befanden sich ebenfalls auf der südlichen Halbkugel.
Bis zum September 1756 war hier die mittlere Breite 22^,
darauf 20° bis Mai 1757 und gleichzeitig 19° auf der nörd-
lichen Halbkugel.

Vor dem nächsten Minimum liefern Staudach's Beobach-
tungen für beide Halbkugeln zusammen:

von 1764 März bis 1765 Februar die mittlere Breite = 10°;

*) Sporer, Beobachtungen etc. Publication Nr. 17 des Astrophysikalischen
Obsen-aloriums zu Potsdam, Band IV, S. 412 u. f.

3^5

von 1765 März bis 1765 August nebst 1766 März die mittlere
Breite = 7°;
nach dem Minimum

von 1766 Mai bis 1767 October die mittlere Breite = 22^,
wobei mehrfach die Breite 30° überschritten wurde.

Das folgende Minimum war in der zweiten Hälfte des
Jahres 1775. Den Staudach'schen Beobachtungen habe ich
verschiedene in den M6moires de TAcad^mie royale enthaltene
Beobachtungen hinzugefügt. Dann ergab sich

VQr dem Minimum
von 1772 Sept. bis 1773 August die mittlere Breite = 12°;
von 1773 Sept. bis 1775 August die mittlere Breite = 8°;

nach dem Minimum
von 1776 Juli bis 1777 August die mittlere Breite = 24°;
von 1777 Sept bis 1778 Januar die mittlere Breite = 18°;
von 1778 Februar bis 1778 April die mittlere Breite = 17°;
und noch im Juli 1780 ist ein Fleck in 40° Breite vorgekommen.

Vor dem Minimum des Jahres 1784 aus Staudach's Be-
obachtungen:

1781 Juli bis 1783 Februar mittlere Breite = 14°;

1783 März bis 1783 JuH mittlere Breite = 7°;

nach dem Minimum

1784 November bis 1785 October mittiefe Breite 23°;

1785 November bis 1786 März mittlere Breite 21°.

Das folgende Minimum (1798) war von sehr langer Dauer.
An vielen Tagen der Jahre 1796 bis 1799 war die Sonne flecken-
frei. Schon in den Jahren 1791 und 1792 betrug die mittlere
Breite nur 10°; aus den wenigen Beobachtungstagen Staudach's
in den Jahren 1793 bis 1796 fol^^t 8°. Im Jahre 1798 sind
nach Bode's Beobachtungen Flecke in 2° und 5° Breite vor-
gekommen.

Für die Zeit nach diesem Minimum ist aus kurzen Berichten
in Bode's Jahrbüchern zu entnehmen, dass im Jahre 1 800 Flecke
in hohen Breiten vorgekommen sind, was auch noch im Jahre
1804 der Fall gewesen ist, wo die Flecke sehr zahlreich waren.

Es wäre nun von besonderer Wichtigkeit, wenn aus den
Beobachtungen von Flaugergues, welche den Zeitraum 1794
— 1 830 umfassen, die heliographischen Breiten der Flecke be-
rechnet und veröffentlicht würden. Das betreffende sehr um-
fangreiche Manuscript ist dem Prof. Wolf zugesandt und von
ihm (Mittheilungen XIII S. 98 — 1 14) zu den Zählungen benutzt
worden. £s ist mir nicht bekannt, wo sich jetzt das Manuscript
befindete

Von anderen Quellen, welche in Wolfs „Mittheilungen"
angegeben sind, ist die auf genauen Messungen beruhende

326

Böhmische Beobachtungsreihe der Jahre 1833 — 1836 hervor-
zuheben. Prof. Wolf hat (in den Mittheilungen IX S. 246) schon
nachgewiesen, dass darin der Gang der heliographischen Breiten
vor und nach dem Minimum der Regel entspricht. Das Minimum
war am Ende des Jahres 1833. Ich habe die Rechnung mit
Einführung von Gewichtsfactoren (//) für die einzelnen Flecke
und Gruppen wiederholt und die folgenden Mittelwerthe ge-
funden :

nördliche

südliche

beide

Halbkugel

H<ilbkugeln

£n

£n b

alter Fleckenzug £833

+ 6?7

— io?3

7?2

neuer » 1834 . .

20 -f 24.3

— 27-3

25.5

1835 bis Juli . .

30 + 23.6

— 22.9

23.2

1835 Oct. 14, 20, 22 .

-h 21.6

' — 21.6

21.6

1836 Juni 24, Juli 26

-f 20.6

— 14.2

17.4

Geht man bis zur Entdeckung der Sonnenflecken zurück,
so ergibt sich, dass erst seit 1618 die Beobachtungen Scheiner's
benutzt werden können. Vom Jahre 161 8 hat Scheiner zwei
Flecke mitgetlieilt, deren Breite = + 7^ und — 5°, also mit
niedriger Breite vor dem Minimum. Nach dem Minimum d. J.
16 19 umfassen Scheiner's Beobachtungen den Zeitraum 1621
bis 1627. Ich finde für 1621 (Oct. und Nov.) die mittlere
Breite d = 27°, für 1622 Febr. bis 1623 März d= 19°, darauf
weitere Abnahme und zuletzt 1626 Juli bis 1627 Juni d= 10^.
Dabei ist bemerkenswert!! , dass in den Jahren 1621 bis An-
fang 1625 fast alle aufgezeichneten Flecke der südlichen Halb-
kugel angehören. Man wird daraus für die angegebene Zeit
ein entschiedenes Uebergewicht der südlichen Halbkugel folgern
können, obwohl Scheiner nicht alle Flecke, sondern nur solche
von längerer Dauer ausgewählt hat.

PIs folgt dann die Hevel'sche Beobachtungsreihe 1642 Nov.
bis 1644 Oct., welche einem Minimum vorhergeht und der
Regel entsprechend nur niedrige Breiten liefert, nämlich bis
September 1643 die mittlere Breite ^ = 8?9, darauf bis April
1644 3 = 898, und dann bis October 1644 3= 7?!.

Darauf sind bis zum Jahre 167 1 nur selten Flecke beob-
achtet worden. Aus keiner der wenigen Angaben kann die
heliographische Breite eines Flecks berechnet werden. Es
scheint aber nicht, dass man in dieser Zeit zu wenig auf Flecke
geachtet habe, und dass nur deshalb so spärliche Angaben
vorliegen, sondern es ist eher anzunehmen, dass wirklich nur
wenige Flecke vorhanden waren. Lalande sagt: „Depuis Tann^e

327

1650 jusqu'en 1670 11 n'y a pas de mdmoire qu^on en ait pu
trouver plus d'une ou deux, qui furent observ^es fort peu de
temps (Wolf V, S. 116)." Weigel sagt im Jahre 1665: „Es
haben sich anhero viel fleissige Himiaelsbetrachter gewundert,
dass so lange Zeit keine Flecken an der Sonne zu spüren
gewesen etc. (Wolf VII, S. 200)." Bei dem Bericht über
einen im Jahre 167 1 beobachteten Fleck sagt Picard: ,Je fus
d'autant plus aise d'avoir d6couvert cette tache du soleil, qu'il
y avait dix ans entiers que je n'en avais pu voir aucune, quelque
soin que j'eusse eu d'y prendre garde de temps en temps
(Wolf XIV, S. 128)." Siverus*) in Hamburg (Phil. Trans.
Abr. I 277) hat darauf denselben Fleck in der folgenden
Rotationsperiode beobachtet.

Auch in den folgenden Jahren traten die Flecke nur ver-
einzelt auf, was aus einem Ausspruch Cassini's in dem Be-
richt über einen am Ende des Jahres 1676 beobachteten Fleck
hervorgeht. Cassini bezeichnet nämhch diesen Fleck als den
dritten des Jahres und findet es auffallend, dass in einem
Jahre sogar drei Flecke entdeckt worden sind.

Von Flamsteed ist auch eine Fleckenbeobachtung des Jahres
1676 in den Phil. Trans, überliefert. Die nächste Beobachtung
Flamsteed's ist vom Jahre 1684, wobei Flamsteed sagt, dieser
Fleck sei der erste, den er seit 1676 gesehen hätte. Indessen
hat doch Cassini einen grossen Fleck im Jahre 1680 beobachtet,
und Nachrichten von einigen Flecken der Jahre bis 1684 sind
vorhanden. Von 1684 bis 1695 sind Flecke beobachtet, deren
heliographische Breite zum Theil bekannt ist. Nach Mai 1695
bis October 1700 sollen gar keine Flecke beobachtet worden
sein. Vom November 1700 an fand wieder Zunahme der
Fleckenanzahl statt, aber die Flecke traten nicht in höheren
Breiten auf.

Für die Flecken- Armuth der vorhergehenden Zeit ist sehr
bezeichnend, dass berichtet wird (Hist. de TAc, 1700 pag. 122),
de la Hire habe niemals gleichzeitig an der West- und Ost-
seite der Sonnenscheibe Flecke gesehen. Ein solcher Fall
wird von Maraldi vom 9. Jan. 1704 berichtet (M6m. de TAc.
1704 pag. 10). „On voit presentement deux amas de taches
dans le soleil, dont Tun est proche de son bord oriental,
Tautre du bord occidental pr^s de disparoitre. II y a long-
tems qu'on n'a point vü dans le soleil en m^me tems de

*) Siverus hat seine Beobachtungen der Sonnenflecken bis zum Jahre 1690
fortgesetzt. In jener Zeit hat auch Eimmart in Nürnberg fleissig Sonnen-
flecke beobachtet. Es wäre zu wünschen, dass deren Manuscripte noch
existirten; indessen alle betreffenden Erkundigungen sind ohne Erfolg ge-
wesen.

Vterteljahrsschr. d. Astronom. GeieUschaft. aa. 22

328

taches si dloignöes les unes des autres, car pour Tordinaire
on n'en voit qu'A un endroit." Darauf im October 1705 war
wieder eine Fleckengruppe westlich und eine neue östlich.
(Hist. de TAc. 1705 pag. 128.) „Depuis les observations de
Scheiner, faites il ^ a 60 ans, on n'avoit guere veu en m^me
temps deux differents amas de taches. Nous avions remarqu6
dans rhistoire de 1700 combien ce phenomene 6toit rare,
cependant ce fut alors pour la seconde fois q'uil parut depuis
deux ans."

Im Jahre 1707 wurde im März gefunden, dass gleichzeitig
2 Gruppen an entfernten Stellen vorhanden waren, ebenso Ende
November (Hist. de TAc. 1707 pag. 110, iii). Der sonst so
seltene Fall kam also in einem Jahr zweimal vor. Indem dies
als merkwürdig bezeichnet wird, erregt die Thatsache noch
grössere Verwunderung, dass der östliche Fleck im November
der nördlichen Halbkugel angehörte. Cassini und Maraldi
hatten vorher nur im Februar 1705 einen Fleck auf der nörd-
lichen Halbkugel gefunden, während sich alle übrigen Flecke auf
der südlichen Halbkugel befanden. Daran wird auch (pag. 112)
eine Bemerkung geknüpft über wesentliche Verschiedenheit der
nördlichen und südlichen Halbkugel.

In der That sind die heliographischen Breiten, welche ich
sowohl aus den Pariser M^moires als auch aus anderen Be-
richten, namentlich aus den Phil. Transactions gesammelt habe,
und welche theils von Lalande*), Cassini u. A., theils von mir
berechnet sind, bis zum Jahre 1 7 1 3 fast alle von der südlichen
Halbkugel. Dieser Umstand bleibt höchst auffallig, auch wenn
man die Unvollständigkeit der überlieferten Beobachtungen
berücksichtigt. Dazu kommt noch, dass das Verzeichniss der
beobachteten Flecke gar keine höheren Breiten enthält. Bis
zum Jahre 1700 findet sich nur einmal die Breite 15° (im
Jahre 1686); alle anderen Breiten sind niedriger. Aus dem
Anfange des 18. Jahrhunderts sind die höchsten Breiten: einmal
19° (im Jahre 1703) und einmal 18° (im Jahre 1707), während
bis zum Jahre 17 13 weit niedrigere Breiten vorherrschend
waren.

Nach alledem scheint es ziemlich sicher zu sein, dass seit
der Mitte des 1 7. Jahrhunderts in einem sehr langen Zeiträume
wesentlich andere Verhältnisse auf der Sonne geherrscht haben
als in der neueren Zeit und in den vorher angegebenen Pe-
rioden. Wann der regelmässige Gang der heliographischen

♦) Zu verbessern ist eine Berechnung von Lalande betreffend einen Fleck
vom Juni 1703. Die Breite war nicht nördlicli, wie Lalande angibt, sondern
südlich. Eine solche Verwechselung kommt auch vor in Lalande's Be-
rechnung der Hevcrschen Beobachtungen betr. den Fleck 1643 Juni 25,

329

Breiten wieder begonnen hat, bleibt noch zu ermitteln. Es
war vielleicht schon nach dem Minimum des Jahres 17 13;
wenigstens kenne ich danach Flecke höherer Breiten. Für diese
Vervollständigung meiner Untersuchung dürften die Beobach-
tungen von Plantade von grösserem Werthe sein, welche den
Zeitraum 1705 bis 1726 umfassen und ausser den Zeichnungen
auch Ortsmessungen enthalten sollen. Ueber dieselben berichtet
Prof. Wolf in seinen „Mittheilungen" nach Angaben von Prof.
Legrand, der auch an Prof. Wolf die aus jenen Beobachtungen
entnommenen Zählungen übersandte. Obwohl Plantade's Be-
obachtungen nur im Manuscript vorhanden sind, hoffe ich sie
doch für den angegebenen Zweck erhalten zu können.

VII.
Ueber die Bamberger Sternwarte.

Von Dr. E. Hartwig.
(Vorgetragen in der Sitzung am 31. August 1887.)

Der im Mai 1882 verstorbene Kgl. Bezirksgerichts-Assessor
a. D. Dr. Karl Remeis hat am 24. September 1879 die letzt-
willige Verfügung getroffen, dass sein Vermögen seinem Haupt-
bestandtheile nach zur Errichtung einer Sternwarte in Bamberg
verwendet werde. Seine hochherzige Stiftung ist in seinem
Testamente mit den Worten motivirt: „Die Astronomie halte ich
vor allem berufen und für fähig, die geistige Erziehung zu
fördern, wahre Religiosität zu begründen und sittlichen Ernst wie
Befriedigung in weitere Kreise zu tragen. Sie ist die Wissen-
schaft, welche dem Menschen zur richtigen Erkenntniss seiner
selbst und seiner Stellung im Universum verhilft, zugleich aber
auch ihn in die Lage versetzt, die ewigen Gesetze des Alls zu
finden, den Schöpfungsgedanken nachzudenken und so in sich
selbst einen göttlichen Funken zu fühlen." Hieran ist der Wunsch
gefügt, dass von der zu errichtenden Himmelswarte für viele
Generationen geistige Früchte in Hülle und Fülle gespendet
werden möchten.

Für die Herstellung und Organisation der Sternwarte sind
eine Reihe von Bestimmungen getroffen, der Art massgebend,
dass ihre Nichteinhaltung oder Verletzung seine Universalerbin,
welcher ausser dieser Stiftung seine auf einer Anhöhe gelegene
Villa, der schönste Aussichtspunkt Bambergs, mit dem zuge-
hörigen umfangreichen Grundbesitz als öffentlicher Erholungs-
platz, und eine namhafte Stiftung zur Unterstützung unversorgter
Frauenspersonen vermacht worden sind, mit dem Verlust des

22*

^"^^M.

33Ö

Erbrechts und Heimfall der Erbschaft an Würzburg bedroht.
Von dem Stiftungskapital zu 400 000 Mark, welches seit dem
Tode des Stifters durch Zinsenadmassirung bis jetzt auf nahe
eine halbe Million Mark angewachsen ist, sollen 180000 M.
für den Bau der Sternwarte, 70 000 M. für die erstmalige An-
schaffung von Instrumenten und Apparaten, welche von dem
erstmalig ernannten Astronomen unter ßeirath und Genehmigung
des Directors der Münchener Sternwarte bei den besten Werk-
stätten zu bestellen sind, verwendet werden, 100 000 M. in
ihrem Zinsertrag für den Gehalt des Astronomen und des
Custoden, und 50 000 M. in gleicher Weise zur Unterhaltung
der SternwEirte dienen. Durch die genannte Zinsenadmassirung
aus dem Stiftungskapital und durch die einstweilige Zurückstellung
von 25 000 M. aus dem Instrumentenfonds ist gegenwärtig ein
vom Stifter nicht vorgesehener Reservefonds von nahe 100 000 M.
vorhanden. Ferner ist vom Stifter bestimmt, dass der Plan zu
dem Gebäude von einem renommirten Architekten von auswärts
unter Berücksichtigung der Erfahrungen der Neuzeit und der
Einrichtung der besten mittelgrossen Sternwarten anzufertigen,
und dabei auf möglichste Einfachheit in Verbindung mit Ge-
diegenheit und Zweckentsprechendheit Bedacht zu nehmen ist,
dass die »endgültige Genehmigung- des Planes durch die Vor-
stände der Sternwarten zu München und Leipzig zu geschehen
hat, und dass die Sternwarte ausser den zweckerforderlichen
Räumen noch für den Astronomen eine Wohnung von 4 Zimmern
und einer Kammer und für den Custoden oder Gehüifen eine
solche von 2 Zimmern enthalten soll. Die Ernennung des
Leiters der Sternwarte hat auf Vorschlag der math.-physik. Ab-
theilung der philosophischen Facultät der Universität München
durch das Kgl. Bayr. Ministerium des Cultus und für öflfent-
lichen Unterricht zu erfolgen. Endlich ist auch dem Wunsche
Ausdruck gegeben, dass der Astronom die localen wissenschaft-
lichen Bestrebungen nach Kräften unterstütze und zumal durch
öffentliche Vorträge Kenntnisse in weiteren Kreisen zu ver-
breiten suche.

Die vom Stifter ausgesprochene Hoffnung, dass seine Erbin,
für welche das Observatorium ja eine hohe Zierde sein wird,
den Bau insbesondere wo möglich durch kostenfreie Ueber-
lassung des für geeignet befundenen Bauplatzes fördern werde,
hat sich nicht erfüllt. Es wurde im Jahre 1 883 ein Bauplatz in sehr
schöner Lage, nur leider — ein übrigens bei nicht allzuweit
gelegenen Anhöhen hier unvermeidlicher Uebelstand — sehr
nahe bei vielen Bierkellern (Biergärten), wo des Sommers über
an schönen Abenden musikalische Productionen, oft auf 3 Kellern
zu gleicher Zeit, stattfinden und elektrische Beleuchtung die

331

Atmosphäre auf weiten Umfang und bis zu grosser Höhe er-
hellt, um die hohe Summe von 43 000 M. angekauft und der
Baufonds um diesen Betrag gekürzt. Zur Wiedereinbringung
dieses Betrages und zur Schaffung eines Reservefonds aus Zins-
erträgnissen liess man aber die Stiftung noch nicht ins Leben
treten, sondern wartete mit der Berufung des Astronomen bis
zum Herbst 1885.

Nachdem ich, vom i. Januar 1886, als leitender Astronom
ernannt, Mitte jenes Monats von Dorpat hierher übergesiedelt
war, liess ich es mir zunächst angelegen sein, den ausgezeich-
neten Architekten und Erbauer der Strassburger Sternwarte, den
Kgl. Landbauinspector Herrn Hermann Eggert für die hiesige
Aufgabe zu interessiren mit dem zu meiner Freude und meinem
Dank erfolgreichen Ergebniss, dass derselbe, weil seine Kräfte und
seine Zeit durch zwei gewaltige Bauten, den Kaiserpalast in
Strassburg und den Centralbahnhof in Frankfurt a. M., gleich-
zeitig in Anspruch genommen und für eine eigene F*ertigung
der Pläne schlechterdings nicht verfügbar waren, wem'gstens
seinen Rath und seine beim Bau der Strassburger Sternwarte
gemachten Erfahrungen in der selbstlosesten Weise in den Dienst
des hiesigen Unternehmens stellte, indem unter seiner Leitung
von seinem Nachfolger bei den Strassburger Universitätsbauten,
Herrn Architekt Max Is^leiber, die Pläne angefertigt wurden.

Bezüglich der in der Ausrüstung an Instrumenten getroffenen
Wahl ist vorauszuschicken, dass der Stifter kurz vor seinem
Tode den 10 zölligen Refractor aus der ehemaligen Werkstätte
von Dr. Hugo Schröder in Oberursel erworben hatte, welcher
auf der Patent- und Musterschutzausstellung in Frankfurt a. M.
im Sommer 1 88 1 ausgestellt war und wegen der damals schon
grossen finanziellen Noth dieser Werkstätte eine sehr mangel-
hafte und für Messungszwecke fast unbrauchbare Montirung er-
halten hat, und dass dieses Instrument, sowie eine Reihe von
Tuben und 2 Universalinstrumente der zu begründenden Stern-
warte zugefallen sind. Der sehr geringe Unterhaltungsfonds
und die zur Sommerszeit benachtheiligte Lage der Sternwarte
liess es nicht räthlich erscheinen, bei der Aufstellung eines
Arbeitsprogrammes für die künftige Sternwarte, welches hervor-
ragende und diesem in Deutschland innerhalb der astronomi-
schen Wissenschaft so vereinzelt dastehenden Act von Hoch-
herzigkeit eines Privatmannes ein ewiges Andenken sichernde
Verdienste um die Förderung der Wissenschaft verheissen und
verbürgen könnte, eine umfangreiche Thätigkeit dieses Refractors
auf dem Gebiet der Himmelsphotographie und Astrophysik ins
Auge zu fassen und seine Montirung demgemäss ändern und
vervollkommnen zu lassen.

332

Es soll daher der Refractor ausser einem einfachen Spec-
troskop nur ein Fadenmikrometer erhalten, welches besonders
bei ausserordentlichen Erscheinungen gute Ortsbestimmungen
anzustellen ermöglicht, und sonst soll er dem Wunsche des
Stifters gemäss hauptsächlich als Betrachtungsinstrument in der
Unterstützung der localen wissenschaftlichen Bestrebungen ver-
wendet werden.

Als Hauptinstrument ist ein Heliometer aus der Werkstatte
der Herren Repsold mit einem Objectiv von 80 Pariser Linien
Oeflfnung von Jakob Merz in München bestimmt worden, mög-
lichst ähnlich und in den Dimensionen gleich dem neuen Helio-
meter der Cap-Stemwarte, mit welchem es gemeinsame Arbeiten
ausführen soll. Dasselbe ist gegenwärtig das grösste Heliometer
von neuerer Construction auf der nördlichen Halbkugel. Von
grösseren geplanten Arbeiten seien hier nur erwähnt eine syste-
matische Untersuchung der Fixstemparallaxen für die ersten 4
bis 5 Grössenklassen in Gemeinschaft mit Dr. Gill am Cap und Dr.
Elkin in Newhaven; dann eine regelmässige über mehrere Jahr-
zehnte sich erstreckende Messungsreihe zur Bestimmung der
physischen Libration des Mondes im Anschluss an meine dies-
bezüglichen Arbeiten in Strassburg und in Dorpat, von welchen
die letztere, der ersteren an Umfang gleiche, aber nach besserer
Methode und mit erheblicher Vermehrung der gemessenen
Randabstände des Kraters ausgeführte wegen der sehr ver-
grösserten Reductionsrechnungen — eine Folge der nöthig ge-
wesenen vollständigen Untersuchung des dortigen, vorher fast
ganz unbenutzt gebliebenen 4 zölligen Repsold'schen Heliometers
— wohl erst in Jahresfrist zur Veröffentlichung gelangen kann;
femer im Anschluss an die in Dorpat von mir bereits ausge-
führten Messungen eine ausgedehnte Reihe von Messungen der
gegenseitigen Entfernungen und Richtungen der Jupitersatelliten
zur Bestimmung der Jupitermasse.

Als Hülfsinstrumente sind aus der Repsold*schen W^erkstätte
bereits bezogen ein transportables Passageninstrument von 30
Pariser Linien OefFnung (Gläser von Jakob Merz) mit Einrichtung
für Zenithbeobachtungen nach Horrebow, und mit Azimuthai-
drehung (nach dem Döllen'schen Vorschlag), und ein 6 zölliger
Cometensucher von Jakob Merz in Stuhlform mit Rückenschutz-
wand und mit roh getheilten Kreisen für Höhe und Azimuth,
welcher besonders zur Beobachtung der veränderlichen Sterne
dienen soll in Fortsetzung meiner in Strassburg neben anderer
Beobachtungsthätigkeit gewonnenen, noch nicht veröffentlichten
Beobachtungen dieser Art, deren Anzahl mehr als 7000 (jede
Beobachtung aus mindestens zwei Vergleichungen bestehend)
beträgt. Von der für die erstmalige Anschaflfung von Instrumenten

333

bestimmten Summe sind nach diesen und den nicht weiter hier
anzuführenden Erwerbungen von Pendeluhr, Chronometer, Niveau-
prüfer, Chronograph und dergleichen Apparaten noch 25 000 M.
übng geblieben, für welchen Rest ein Meridiankreis in Aussicht
genommen war, dessen Anschaffung aber erst in einer Reihe von
Jahren hatte stattfinden sollen. Auf die Verbindung von Helio-
meter und Meridiankreis sollte ein Arbeitsprogramm gegründet
werden, welches den in neuerer Zeit von Neison wiederholten,
seinerzeit von Mädler in Nr. 337 der Astr. Nachr. S. 1 1 be-
sprochenen Wünschen gerecht würde. Die Ausführung dieser
Absicht ist aus ökonomischen Gründen und bis eine dauernde
Hülfe von aussen her dem Institut gesichert sein wird, vorläufig
aufgegeben und die Summe von der Stadtvertretung dem Reserve-
fonds einverleibt worden.

Die elektrische Beleuchtung des Heliometers wird durch
Accumulatoren geliefert, deren Ladung, wie vorderhand projectirt
ist, von der am Fusse der Anhöhe gelegeöen Mühle aus er-
folgen wird.

Bezüglich der den Instrumenten zu gebenden Behausung
schien es mir nach den Erfahrungen, welche ich durch meine
Gegenwart bei der Erbauung der Strassburger Sternwarte und
die persönliche Besichtigung von 40 Sternwarten — der Hälfte
davon in officieller Abordnung seitens des Kaiserlichen Minis-
teriums von Elsass -Lothringen im Januar und Februar 1882
auf Veranlassung von Professor Winnecke — zu erwerben Ge-
legenheit hatte, am vortheilhaftesten, die Beobachtungsräume von
allen heizbaren Wohn- und Arbeitsräumen zu trennen und
letztere in einem besonderen Hause, dem Directorialgebäude,
unterzubringen, welches durch einen gedeckten Gang mit dem
Beobachtungsgebäude verbunden wird. Die Verlegung der
Arbeitsräume in das Beobachtungsgebäude bietet wohl eine ge-
wisse Bequemlichkeit dar, hat aber ausser den Schäden der
Vermehrung der Steinfa^aden mit ihrer störenden Wärmeaus-
strahlung und der Zulassung von Kaminen, der Nothwendigkeit
zweier Heizmaterialienlager und der Beschäftigung des Custos
in zwei getrennten Gebäuden unter Tags auch persönliche Nach-
theile im Gefolge, indem durch ihre Nähe dem Beobachter selbst
für kürzere Pausen, z. B. beim Durchgang von Polsternen, zu
ihrer Aufsuchung Veranlassung gegeben wird und dann durch
Zeitverpassung Versäumnisse und durch den häufigen Wechsel
zwischen warmer und kalter Luft im Winter Gesundheitsstörungen
entstehen. Im Falle der Trennung dagegen kommt für längere
Pausen, welche der Beobachter besonders am Heliometer, wie
freilich bei gewissen Arbeiten auch an jedem andern Instrument,
nach stundenlanger, ununterbrochener Thätigkeit zur Erholung

334

eintreten lassen muss, der Weg durch den Verbindungsgang zum
Wartezimmer nicht in Betracht. Da ferner die trüben Nächte
weit überwiegen und besonders im Winter lange Perioden bilden,
so ist es weit behaglicher und bezüglich der Beleuchtung des
Ganges auch ökonomischer, die Arbeitsräume in der Nähe der
Wohnung zu haben. Da beide nicht in das gleiche Stockwerk
gelegt sind, so ist die Einhaltung von officiellen Dienststunden
ebenso durchführbar wie im andern Falle. .

Das Beobachtungsgebäude besteht aus 2 Thürmen mit Dreh-
kuppeln von 6 Meter lichtem Durchmesser in gleicher Construc-
tion wie die Kuppel des Bahnsuchers in Strassburg, mit dem
Unterschied, dass der von Horizont zu Horizont durchgehende
Schlitz auf beiden Seiten durch besondere innere Schiebklappen
zum Schutz gegen Zug theilweise geschlossen werden kann. Die
Höhe der Thürme (i2 Meter über dem natürlich gewachsenen
Boden) ist durch ein nahes, südwestlich an das Stemwarten-
grundstück anstossendes Gehölz und die Nähe des westlich
stehenden Häuschens bedingt und ist so gross, dass der Hori-
zont der in den Kuppeln befindlichen Instrumente noch einen
Meter über dem höchsten Punkt des nordöstlich gelegenen
Directorialgebäudes hinwegzieht Die wie in Strassburg ange-
legten Pfeiler reichen 6 Meter unter die Bodenoberfläche und
werden unmittelbar auf festen, unterhalb des Keupers liegenden
Sand Steinfelsen gebaut. Zur Abführung der aus dem Mörtel
sich niedersetzenden Feuchtigkeit aus der Sohle der Pfeiler sind
besondere Einrichtungen vorgesehen, und es sind Vorkehrungen
getroffen, dem Mauerwerk die Baufeuchtigkeit zu entziehen.

Damit die zwischen Pfeiler und dessen Schutzmantel befind-
liche warme Luft nicht an dem Stativ der Femröhre aufsteigen
und dieses durch die Niederschläge mit Rost und den Fuss-
boden mit Schwamm und Schimmel beschädigen kann, erhält
oben der Schutzmantel auf seiner innern Seite eine Rinne,
welche mijt einer nicht verdunstenden und nicht firierenden Flüssig-
keit gefüllt wird, und der Pfeiler eine eiserne Ringplatte, welche
mit einer sogenannten Nase in die Flüssigkeit der Rinne hinein-
ragt. Eine Ringplatte ist gewählt, weil die Stative unmittelbar
auf dem Backsteinmauerwerk der Pfeiler aufruhen sollen.

In dem Pfeiler des Refractors wird in der Höhe des Erd-
geschosses die in einem luftdichten Gehäuse eingeschlossene
Pendeluhr untergebracht.

Der eiserne, wie die Meridiansäle in Strassburg projectirte
Mittelbau zwischen beiden Thürmen enthält zwei Räume zur
Aufbewahrung der schwereren tragbaren Instrumente und da-
zwischen einen vorläufig für das Passageninstrument bestimmten
Saal mit Meridianspalt, dessen Abdeckung von Horizont zu

«^tcrnroade

ju ^^amberg.

335

Horizont in einem Stück besteht. Die im Dachfirst befindliche
Führungsschiene lässt sich nach Oeffnung der Klappe durch ein
besonderes Transmissionsgetriebe zurückschieben. Der First
dieses Mittelbaues dient zur Verbindung der beiden Kuppeln
und erhält besondere Einrichtungen zur Ueberschreitung des
Meridianspaltes. In die Kuppeln gelangt man ohne Fallthüren
durch kleine Ausbauten, welche gleichzeitig den Zugang zu den
Gallerien und dem Mittelbaudachfirst vermitteln.

Der Cometensucher in Stuhlform wird auf einer Terrasse
vor dem Heliometerthurm aufgestellt, und der ungehinderte Aus-
blick nach dem Himmel wird mit Hülfe einer kleinen Eisen-
bahn, auf welcher sich der den Stuhl tragende Wagen bewegen
lässt, gewonnen.

Das Erdgeschoss des Directorialgebäudes erhält die aus
der Figur ersichtliche im Situationsplan angegebene Eintheilung.
Im Kellergeschoss ist eine Werkstatte und ein Laboratorium
vorgesehen, und im Dachgeschoss ein Wohnzimmer für einen
Assistenten oder Volontär, und ein Zimmer unter dem flachen
zugänglichen Dach für meteorologische Registrirapparate.

Eine Veranda vor dem Arbeitszimmer vermittelt eine rasche
und bequeme Umschau nach der Beschaffenheit des Himmels
vom Arbeitstisch hinweg, und 2 Balcone im ersten Stock erlauben
von der Wohnung aus bei unsicherem Wetter, wo eine Oeffnung
der Beobachtungsräume nicht rathsam oder nicht mehr recht-
zeitig möglich ist, mit kleineren Instrumenten verfolgbare Himmels-
erscheinungen zu beobachten und besonders einigen Veränder-
lichen vom Algoltypus in bequemer Weise Aufmerksamkeit zu
widmen.

Der Situationsplan in der Figur ist im Maassstab von i : 600,
die Abbildung der Fa<j:aden der beiden Gebäude im Maassstab
von I : 300 gehalten.

Die Mittel für die Beschaffung einer wissenschaftlichen
Bibliothek sind sehr klein, und es ist die emporstrebende Stern-
warte ganz besonders auf die Unterstützung der Schwester-
institute und gelehrten Körperschaften angewiesen, von deren
Seite sie schon jetzt manches kostbare Angebinde erhalten hat.
Nach der Ende Januar 1888 in Aussicht stehenden Vollendung
der Detailpläne wird die Vergebung der Bauarbeiten stattfinden
und der Bau mit dem Beginn der Bauzeit in Angriff genommen
werden.

336

VIII.

Ueber Himmels- und Spectral-Photographie.

Von Eagen v. Gotbard.

(Vorgel^ in der Sitzung am 31. Aagust 1SS7.)

Die Photographie hat in keinem Zweig der Wissenschaft
eine so hohe Bedeutung erworben, als in der beobachtenden
Astronomie und in der Spectralanatyse. Sie ist nicht nur ge-
eignet, viele Sterne und Hunderte von Specttal- Linien in ver-
hältnissmässig kurzer Zeit zu üxiren und sie für die spätere,
weitere Bearbeitung aufzubewahren, sondern erlaubt uns auch,
dem Auge unsichtbare Erscheinungen und SpectraU Gebiete
sichtbar zu machen und unseren Gesichtskreis durch lange
Exposition bei den Sternen in die Unendlichkeit und durch
die Beschaffenheit der angewendeten Mittel bei der Spectral-
analyse in eine Region zu verbreiten, die sonst dem Auge
unzugänglich wäre. Die Wichtigkeit der wissenschaftlichen
Photographie hat mich veranlasst, mich mit ihr näher zu be-
schäftigen und die Entwickelung derselben mit allen meinen
bescheidenen Mitteln zu fördern.

Meine Apparate und die Resultate meiner ersten Studien
hatte ich der Versammlung der Astronomen in Genf vor-
gelegt, im folgenden möchte ich daher diejenigen Erfahrungen
und Resultate mittheilen, welche ich seit Juli 1 886, in welcher
Zeit die regelmässige Arbeit anfangen konnte, gesammelt habe.

I. Die Instrumente,
a) Für Himmelsphotographie.
Mein Instrument ist ein Newton'scher Reflector mit Silber-
Spiegel von 26 cm OefFnung und igy cm Brennweite, er ist
mit einem vorzüglichen Sucher von G. Merz mit 12 cm Oeff-
nung, 138 cm Brennweite, welcher für Pointiren eingerichtet
ist, versehen.*) Der eigentliche photographische Apparat wurde
nach zweijährigen Erfahrungen construirt und in der Werkstatt
der Sternwarte ausgeführt. Die Cassette, welche die empfind-
liche Platte enthält, wird durch rechtwinklig zu einander be-
wegliche Schlitten getragen, die in einem in das Ocular-Aus-
zugsrohr des Refiectora eingeschraubten Ringe im Sinne des
Positions winkeis gedreht werden können. Die Scharfeinstellung
in die Focal-Ebene wird mit einem Mikroskop, die Orientirung
der Platte mit einem Ocular, welches eine neue sehr einfache
Fadenbeleuchtung hat, bewerkstelligt. Verschiedene eingesetzte

V. Kookoly, Anleitung zur Himmclspboto-

337

Blenden erlauben das Aufzeichnen der täglichen Bewegung
durch Spuren hellerer Sterne, das Multipliciren der Aufnahmen
bei Planeten, Doppelstemen, oder die Untersuchung der Um-
gebung sehr heller Objecte. Die Construction ist eine neue,
deren eingehende Beschreibung ich mir für eine andere Ge-
legenheit vorbehalte.

In der neuesten Zeit habe ich Versuche mit einem aus drei
getrennten Linsen bestehenden Objectiv von Steinheil gemacht,
die aber noch nicht abgeschlossen sind; ich muss aber doch
meine vollste Anerkennung über die Leistungen des Objectivs
aussprechen.

Die eigenen Erfahrungen und die Vergleichung meiner
Aufnahmen mit denjenigen der Herren Brüder Henry in Paris
— welche ich von den genannten Herren erhalten habe —
haben mich überzeugt, dass die Reflectoren und die Refractoren,
welche für die chemischen Strahlen corrigirt sind, ebenso Vor-
theile als Nachtheile gegen einander haben, und welche Gat-
tung mehr überlegen sei, hängt nicht nur von der Natur und
von dem Zweck der Aufnahme, sondern auch von der Be-
schaffenheit der betreffenden Himmelskörper ab.

Der Hauptvortheil des Reflectors liegt unstreitig in der
vollkommensten Achromasie, d. h. in dem Umstände, dass alle
Farben in einem Punkte vereinigt werden, was die Schärfe
der Bilder verursacht und die Abkürzung der Expositions-Zeit
erlaubt. Eben aus diesem Grunde kann ein Refiector bei
Anwendung gefärbter, orthochromatischer Platten überraschende
Resultate erzielen und beim Photographiren der Sternspectra
besonders günstige Effecte geben. Das Fehlen aller absor-
birenden Medien, der Reflexe, welche beim Refractor eine
Quelle von Lichtverlusten sind, sichern ihm eine ausserordent-
liche Lichtstärke. Femer ist ein Refiector mit kurzer Brenn-
weite viel leichter zu machen als ein Refractor mit gleicher
Oeffnung, also in einem Worte, ein Refiector wird immer licht-
starker auf die empfindliche Platte wirken, als ein Refractor
gleicher Dimension.

Ich darf aber auch die Nachtheile nicht stillschweigend
übergehen, die manchmal bei der Arbeit mit einem Refiector
sehr fühlbar werden.

In erster Linie muss ich die Kleinheit des Gesichtsfeldes,
welche nicht nur durch das Ocular- Auszugsrohr, sondern durch
den kleinen Spiegel bedingt ist, erw'ähnen; mit einem Refiector
ist es kaum möglich, über einen Quadrat-Grad Aufnahmen zu
machen, er ist daher mehr für Special-Arbeiten als zur Fixirung
grösserer Himmelsflächen geeignet.

Die Centrirung der Spiegel — besonders bei einer New-

338

ton'schen Construction — , die präcise astronomische Auf-
stellung eines Reflectors sind unvergleichlich schwerer als bei
einem Refractor, und weil die Spiegel nie so stabil gefasst
sind als die Objectiv- Gläser, kann die erste ebenso wie die
letzte viel leichter eine Veränderung erleiden.

Ein weiterer Nachtheil ist eben die Unvollkommenheit der
Fassung, der aber noch verhältnissmässig leicht abgeholfen
werden kann. Es ist mir der Fall öfters vorgekommen, dass
durch Mangel an Festigkeit des grossen Spiegels die Auf-
nähme doppelt ausgefallen ist. Der unangenehme Fall tritt
besonders leicht bei Arbeiten im Meridian bei tief stehenden
Objecten ein.

Bei den versilberten Spiegeln kommen nach Umständen bei
längerer Belichtung hellere Sterne vor, welche durch Beugungs-
Erscheinungen hervorgerufen werden. Die Sterne über vierter
bis fünfter Grösse, wenn sie über 40 — 50 Minuten auf die
empfindliche Schicht wirken, erscheinen bei mir als sechseckige
Sterne mit etwas Nebel-Umhüllung. Diese sonderbare Gestalt
erschwert die Einstellung bei Abmessungen.

Als Pointer benutze ich den früher erwähnten Sucher von
Merz mit 12 cm Oeffnung, welcher mit einer eigenthüm-
lichen Ocularvorrichtung, die eine bequeme Einstellung ge-
eigneter Sterne erlaubt, und mit Fadenbeleuchtung versehen ist.
Meine ersten Versuche mit einem Common-Lohse'schen Ver-
fahren haben den Beweis geliefert, dass diese Methode bei
Reflectoren, bei welchen das Gesichtsfeld ohnedies klein ist,
mit grossen Hindernissen verknüpft ist; erstens findet man nicht
immer geeignete Sterne in der kleinen zur Verfügung stehenden
Zone, femer bei anderen Arbeiten, z. B. bei Aufnahmen mit
Vergrösserungs-Apparaten , beim Photographiren der Spectren,
bedarf man noch einen Pointer, endlich Himmelskörper, die
starke Eigenbewegung haben, z. B. Cometen, können nur mit
einem separaten Sucher aufgenommen werden. Es ist un-
leugbar, dass jenes die sicherste Methode ist, weil jede Be-
wegung des Objectivs bemerkt und corrigirt werden kann.
Bei einem Sucher werden die Unsicherheiten nur verdoppelt
durch Biegung des Rohres, Mangel an Festigkeit der Objective
u. s. w. Die bequemere und allgemeiner anwendbare ist jedoch
die letztere.

Die Hauptsache sind ein vollkommenes Uhrwerk und mög-
lichst sanft und sicher arbeitende Feinbewegungen. Ich ziehe
solche, die mit Schnüren zu handhaben sind, vor, weil durch
den starren Schlüssel das Fernrohr erschüttert werden kann,
was bei Schnüren nie vorkommen kann.

b) Für Spectral-Photographie.

Apparate, die im Cabinet benutzt werden sollen, müssen
mit möglichst langen Brennweiten construirt werden (1:30 oder
noch mehr), gewöhnliche, einfache Linsen genügen vollständig,
um die schärfsten Linien photographiren zu können , sie sind
sogar besser als Achromaten, weil reflexfreier. Ich habe mit
einem Apparat aus einfachen planconvexen Crownglas- Linsen
von 40 mm Oeffnung (die aber 15 — 20 mm abgeblendet wird)
und 600 mm Brennweite Aufnahmen gemacht, die nichts zu
wünschen übrig lassen. £s ist nothwendig, dass die empfind-
liche Platte eine beliebige Neigung zu der optischen Axe er-
halten kann, weil den weniger brechbaren Strahlen eine
längere Bildweite entspricht, als den mehr brechbaren violetten.
Diese Neigung hängt mit der Dispersion der angewendeten
Prismenkörper zusammen, je grösser die Zerstreuung ist, desto
grösser wird auch der Winkel ausfallen, welchen die Platte
mit der optischen Axe bildet. Eine Abbiendung der Collimator-
Linse erhöht die Schärfe bis zu einem gewissen Grade; über
diesen hinaus treten schon Beugungs- Erscheinungen auf, die
die Schärfe vermindern.

Der Spalt muss sehr scharf und gerade sein und soll immer
möglichst eng gestellt werden. Zum Vergleichen mehrerer
Spectra muss eine Vorrichtung vorhanden sein, mit welcher
man den Spalt nach Bedarf verdecken kann, um die Spectra
unter einander zu bekommen. Bei solchen Vergleichungen
muss man mit der grössten Vorsicht die Lichtquellen ein-
stellen, die geringste Verschiebung verursacht auch eine Ver-
schiebung des Spectrumbildes, was schon öfters die Quelle
falscher Folgerungen war. Ich halte die vergleichenden Auf-
nahmen für die schwerste Aufgabe, die nur denkbar ist, und
solche dürfen nur mit besonderen Vorsichtsmassregeln gemacht
werden.

Der Apparat für Aufnahmen der Stern -Spectra soll viel
lichtstärker construirt werden, wo möglich so, dass er den
ganzen Strahlen-Kegel des Objectivs aufnimmt. Das Bild des
Sterns soll so genau wie nur möglich auf den Spalt scharf
eingestellt werden, was, so wie die Einstellung der Linsen des
Apparates, am zweckmässigsten auf photographischem Wege
ermittelt wird, indem man mehrere Aufnahmen neben einander
mit verschiedenen Stellungen macht.

Ein Multipliciren der Aufnahmen auf derselben Platte ist
sehr zu empfehlen, wobei die Belichtungszeit verschieden lang
gewählt wird. Zu diesem Behufe wird die Cassette verschiebbar
eingerichtet.

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340

II. Die Platten.

a) Für Himmelsphotographie.

Die empfindliche Schicht soll möglichst empfindlich, rein
und fest sein, drei Bedingungen, die nur schwer bei einer
Platten -Gattung zu finden sind, besonders die zweite. Die
meisten Platten haben ein eigenthümliches Korn, so dass die
unbelichtete , ausfixirte Schicht voll von kleinen Pünktchen ist,
was das Heraussuchen der Sterne bei manchen Platten fast
unmöglich macht. In den meisten Fällen sind orthochromatische
Platten vortheilhafter, nur bei Nebeln habe ich gewöhnliche
Platten geeigneter gefunden, wahrscheinlich nur darum, weil
die orthochromatischen leichter einen Schleier bekommen und
nicht genügend entwickelt werden. Unter allen Platten, die
ich bis jetzt versuchte, fand ich die orthochromatischen Platten
von Dr. Schleussner als die geeignetsten, sie vereinigen die ge-
nannten drei Bedingungen am besten, besonders die Reinheit
der Schicht ist eine unübertroffene. Einige Aufnahmen von
kugelförmigen Sternhaufen, die ich in der letzten Zeit machte,
entsprechen allen Anforderungen, und beweisen die Vollkommen-
heit der Schleussner'schen Platten. Mir ist bis jetzt nie gelungen,
solche Objecte auf gewöhnlichen Platten mit Erfolg aufzunehmen.

Ich verwende sehr oft Platten, die ich selbst durch Baden
für gelbe Strahlen sensibilisire , leider sind sie sehr unsicher,
weil sie besonders im Sommer leicht einen Schleier bekommen
und nur von Fall zu Fall frisch präparirt werden müssen. Bei
Planeten- und Mond-Aufnahmen bekommt man auf orthochro-
matischen Platten viel mehr Details, und die Belichtung kann
auf die Hälfte oder noch mehr reducirt werden.

b) Für Spectralphotographie.

Für Spectral- Aufnahmen ist ganz besonders die definirende
Kraft der Schicht erforderlich; bei solchen darf man nur Platten
von massiger Empfindlichkeit, die aber die feinsten Linien
scharf wiedergeben, anwenden. Solche Platten sind nach Eder's
Silberoxyd-Ammoniak-Methode mit etwas Jodsilber hergestellte
Platten von 17 — 1 8° W. Wenn man die höchsten Effecte er-
reichen will, muss man solche Platten selbst herstellen und
dem besondern Zwecke anpassen. Vergleichende Versuche haben
mich überzeugt, was für ein Unterschied zwischen zwei Emul-
sions-Sorten vorkommen kann.

Bei den Aufnahmen der minder brechbaren Strahlen ver-
wende ich Erythrosin — Erythrosin-Silber — und in Cyanin-
Lösung gebadete Platten, mit welchen ich bei den ersten über
D, bei den letzten bis A hinan photographiren kann.

In allen Fällen wird nur der Soda -Pyrogallus- Entwickler
angewendet, er ist bei Spectral-Studien unentbehrlich.

III. Verschiedene Erfahrungen«

Die Richtung der täglichen Bewegung wird nach
Anhalten des Uhrwerkes durch hellere Sterne aufgezeichnet;
um das Bild eines Sternhaufens oder Nebels durch die Spur-
linien nicht zu verunstalten, schiebe ich eine Blende vor die
Platte, welche zwei Ausschnitte hat und die Mitte in einer
Ausdehnung von '/^ Quadratgrad zudeckt. Die Spurlinien werden
dann nur links und rechts markirt und das Bild bleibt un-
berührt.

Bei Aufnahmen der Doppelsterne schiebe ich eine
andere Blende ein mit einer Bohrung von 6 mm in der Mitte,
und multiplicire die Aufnahmen durch Verschieben der Cassette.

Die Umgebung heller Sterne wird mit einer dritten
Blende untersucht, welche in der Mitte eine Scheibe von 4 — 6 mm
Durchmesser hat — sie wird von drei dünnen Drähten getragen.
Der von dem hellen Stern kommende Strahlen-Kegel wird da-
durch aufgefangen und kann keine schädliche Wirkung ausüben.

Die Vergrösserungen der Original-Aufnahmen wer-
den am zweckmässigsten bei Lampenlicht auf orthochromatischen
— in einer Chinolinroth- Lösung gebadeten — Platten gemacht.
Gute Aufnahmen können auf das Zehnfache vergrössert werden.

Reflexe von den inneren Röhrenwänden erscheinen
manchmal als Nebel; in solchen Fällen ist es immer rathsam,
mehrere Aufnahmen, bei welchen die Sterne auf verschiedene
Stellen der Platte fallen, zu machen. Reflexe an der Rückseite
der Glasplatte können durch Auf kitten einer Mattscheibe mit
Glycerin verhindert werden. Solche Reflexe sind bei hellen
Sternen, wenn die Schicht dünn gegossen ist, sehr störend.

Die Cometen wirken auf die empfindliche Schicht sehr
energisch, ein Comet, welcher in dem Pointer sichtbar ist,
kann in einer Stunde aufgenommen werden. Bei solchen Auf-
nahmen ist es nöthig, immer den Kern einzustellen, weil die
Verschiebung eine so beträchtliche sein kann, dass sie mehrere
Millimeter ausmacht.

34^

IX.

Ueber systematische Beobachtungsfehler bei der Bestim-
mung der Parallaxe der schwächeren Componente des

Doppelstems I] 2398.

Von Dr. £. Lamp.
(Vorgetragen in der Sitzung am 31. August 1887.)

Die Parallaxe des Hauptstems ergab sich im Jahre 1885
aus einer Reihe von Messungen der Declinationsdifferenzen
gegen 2 benachbarte Vergleichsterne zu oI'34. Nachdem ich
denselben Stern zwei weitere Jahre hindurch an 3 Vergleich-
steme angeschlossen habe, finde ich das erste Resultat bestätigt.
Gleichzeitig habe ich den Begleiter mit denselben Anhaltstemen
verglichen und für die Parallaxe denselben Werth gefunden.
Die relativen Parallaxen gegen die einzelnen Vergleichsteme
fallen verschieden aus, und zwar sind die Unterschiede sowohl
in den verschiedenen Beobachtungsreihen als auch für die beiden
Componenten ziemlich ähnlich, wie folgende Tabelle zeigt.

Jahr

Stern

i.Vgl.*

2.Vgl.*

S.Vgl *

Zahl

1883—84

Hauptstem

—

0730

0538

1884—85

—

0.25

0.46

1885—87

0736

0.27

0.43

1885—87

Begleiter

0.35

0.25

0.40

£s kommt mir jetzt nicht auf diese Resultate an, deren
Zusammenstellung nur den Zweck hat, für die Beobachtungen
einige Vertrauenswürdigkeit zu vindiciren. Der Anlass meines
Vortrags liegt in der Verschiedenheit der wahrscheinlichen Fehler
der Resultate für den Hauptstern und für den Begleiter.

Das Beobachtungsverfahren ist so einfach wie möglich und
für beide Componenten identisch. Der Refractor wird auf den
vorangehenden Vergleichstern gerichtet und bleibt während eines
Beobachtungssatzes un verrückt stehen; nur der Mikrometerfaden
wird auf die einander folgenden Sterne eingestellt. Ein Be-
obachtungssatz betrifft die Vergleichsterne und den Hauptstem,
der zweite die Vergleichsterne und den Begleiter, der dritte
schliesst den Nebenstem und der vierte den Hauptstem an
dieselben Vergleichsterne an, und so fort in vollständig sym-
metrischer Weise. Die einzelnen Sterne ziehen in bequemen
Zeitintervallen durch das Gesichtsfeld, und die Declinations-
differenzen sind klein, wie man aus den folgenden Positionen
ersehen kann.

343

Stern DM. Gr. a 1885.0 S 1885.0

i-Vgl.» +S9''i9ii 7-0 i8''37'"4i' +S9°2S.'4

2. Vgl.. 1913 9.4 39 29 27.2
HaupUleml (S.2 ^r 30 27.4
Begleller ( '^'^ (g.o 41 31 17.2

3. Vgl.* 1918 7.8 44 13 i6,2
Trotz dieser bequemen Verhältnisse und trotz der Glek-Ii-

förmigkeit des Verfahrens haben die Beobachtungen des Nelu-n-
stems Störungen erlitten, welche die Sicherheit des Resultats
beeinträchtigt haben und ausserdem systematischer Natur sind,
während die Beobachtungen des Hauptsterns nichts zu wünschen
übrig lassen. Die nach Einsetzung der Unbekannten in die be-
treffenden Bedingungsgleichungen übrigbleibenden Fehler der
Beobachtungen des Nebensterns sind zunächst ziemlich gross;
ausserdem zeigen sie deutlich einen regelmässigen Gang, Um
diese Thatsache hervorzuheben, habe ich die Fehler zu Miltel-
worthen für je 2 Monate zusammengezogen,

Monate i.Vgl.* 2 Vgl,. J-Vgl,. Z.ihl

Juli-August — ofoö — oro4 — o'o6 1 5

Septeinlwt.Cktober — 0,24 — 0.11 —0.14 10

November-Deceniber ■— 0.07 0,00 — 0.09 13

Janoar-Februar + 0,09 + 0,03 + 0,09 14

Mätz-April +0.20 +0.04 -1-0,14 7

Mai-Juni -\- 0.04 -\- 0.02 -(- o.oj 42

Der periodische Gang dieser Zahlen ist durch alle 3 Reihen
hindurch unverkennbar; warum nun findet hier eine solche
I'eriodicität statt, bei den Beobachtungen des Hauptstems aber
nicht?

Bekanntlich kann man anderweitige periodische Einwirkungen
ausser der Parallaxe durch Einführung einer weiteren Unbekann-
ten constatiren, welche ich a nenne und mit bR sin (© + S)
muhiplicire, wenn der Coefficient der Parallaxe bR cos (0-(-Ä)
ist. Ich finde die Werthe z:

i.Vgl.. 2.Vgl.. 3.Vel,. Mittel

für den Hauptstern; -|-oro6 — ofog +of05 -j-ofoi
= . Begleiter: -H0.24 -|-o.ll -i-0.19 -|-0.l8
Diese Werthe würden sehr nahe das darstellen, was man
als Unterschied der Constanten der Aberration bezeichnet hat.
Ich halte diese Bezeichnung nur für einen Namen und bin
weit entfernt, aus meinen Beobachtungen einen solchen Unter-
schied constatiren zu wollen. Ich kann aber die obigen Grössen
und die darin angedeutete Thatsache periodisch störender Ein-
wirkungen nicht aus dem Verhalten des Instruments erklären;
denn die Beobachtungen des Hauptsterns müssten doch in

VinteljihrHchr. d. AitroDoni. GcKlIichift, », 23

344

gleichem Maasse entstellt worden sein. Als einziger Erklärungs-
grund verbleibt eine physiologische Ursache. Es ist bekannt,
dass bei Messungen von Doppelstemen die Lage der Verbin-
dungslinie der Augen des Beobachters zu der Verbindungs-
linie der Componenten von grosser Bedeutung ist. In ähnlicher
Weise lässt der hellere Stern vielleicht den sehr nahen Begleiter
je nach der Stellung meines Auges zu der Sterngruppe etwas
verschieden zur Geltung kommen. Da ich solchen Einwirkungen
weder durch eine Aenderung der Kopfstellung bei Messungen
in verschiedenen Stundenwinkeln, noch durch Anwendung eines
Prismas entgegengewirkt habe, so ist die Verschiedenheit der
Stundenwinkel für die Beobachtungen möglicherweise eine Fehler-
quelle. Ordnet man nun die Beobachtungen nach den Stunden-
winkeln, so ergibt sich in der That eine Abhängigkeit der Fehler
von den letzteren; in der folgenden nach den Stundenwinkeln
von 3 zu 3 Stunden zusammengefassten Tabelle der Fehler ist
der periodische Gang nicht minder deutlich als vorher.

2. Vgl.*

— o?o6

— 0.09

— 0.01

-f0.02

-t-0.04

-I-0.06

4-0.08

-I-0.06

Die Aehnlichkeit der beiden Tabellen ist nicht auffallend;
denn in der Regel wird man ein gegen den Fixsternhimmei
feststehendes Object zu gleichen Jahreszeiten auch in nahe
gleichen Stundenwinkeln beobachten. Ich habe allerdings an
einzelnen Abenden zwei Beobachtungsreihen in verschiedenen
Stundenwinkeln ausgeführt. Stellt man die Fehler für diese
Abende zusammen, so ergibt sich nahe dieselbe Abhängigkeit
von dem Stundenwinkel. Ich kann diese Gruppirung hier jedoch
nicht vorführen und muss deswegen auf die bevorstehende Publi-
cation der Arbeit in den Astronomischen Nachrichten verweisen.
Ich glaube in dem Gesagten schon zur Genüge dargethan zu
haben, dass bei Beobachtungen besondere Vorsicht geboten
ist, wenn Doppelsterne ins Spiel kommen.

Bekanntlich hat W. Herschel im Jahre 1782 eine schon von
Galilei u. A. vorgeschlagene Methode der Parallaxenbestimmung
wieder in Erinnerung gebracht, wonach man durch Vergleichung
sehr nahe bei einander stehender Sterne verschiedener Hellig-
keiten ihre relative Parallaxe finden sollte. Für mich wäre diese
Methode nicht rathsam. Es könnte mir passiren, dass ich durch

i.VgU

0^ Z""

— of 06

3- 6

— 0.19

6- 9

— 0.04

9—12

+ 0.01

12—15

+ 0.19

15—18

-ho.13

18—21

+ 0.13

21 — 24

-1-0.09

3. Vgl.*

Zahl

— of04

— 0.16

— 0.03

0.00

+ 0.13

+ 0.17

+ 0.1 1

4-0.01

345

MessuDg von optischen Doppelstcmen Parallaxen fände, wo
keine messbar wären; umgekehrt wäre es möglich, dass eine
thatsächlich vorhandene Parallaxe sich für mich in den Be-
obachtungsfehlern verstecicte.

Lösung des sog. Potheoot'schen , besser SneUius'schen
Problems von Ptolemacus.

Von Prof, J. A. C. Oudemans.
(Vorgetragen in der Sitzung am 31. August [SS7.}

Dass das bekannte Problem: die Lage eines Punktes in
einer Ebene zu finden, wenn aus ihm die Winkel zwischen
drei bekannten Punkten gemessen worden sind, welches in
Deutschland gewöhnlich das Po the not' sc he Problem genannt
wird, lange Zeit vor Pothenot von W. Snellius in seinem Era-
tosthenes Batavus gelöst worden ist, haben Kästner (1790) in
seinen Anwendungen der ebenen Geometrie und Trigonometrie,
{1. Tbeil, 3. Abth. Vorrede, S. 4} und Verdam{i842) im 2. Theil
von Grunert's Archiv der Mathematik und Physik bemerkt. Es
scheint aber nicht allgemein bekannt zu sein , dass schon
Ptolemaeus zwar nicht dasselbe geodätische Problem, aber
doch ein damit identisches astronomisches gelöst hat, indem er
das Verhällniss des Epicykelradius zum Deferentenradius be-
stimmte. Im 4. Buch des Almagest theilt Ptolemaeus erst ziem-
lich genaue Werthe der siderischen, synodischen, anomahsti-
schen und draconitischen Umlaufszeit des Mondes mit, wie sie
von Hipparch bestimmt waren. Beispielsweise werde ich nur
anführen , dass Hipparch für die synodische Umlaufszeit, in
sexagesimaler Theilung des Tages, fand:
29" 31' 50' 8'" 20"
d. h.

zg^ 12'' 44" 3' 20'
was innerhalb der Secunde genau ist Weiter gibt Ptolemaeus
die täglichen, den verschiedenen Umlaufszeiten entsprechenden
Bewegungen, wie folgt;

i) mittlere siderische Bewegung 13° 10' 34' 58'" 33'^ 50^ 30^'
z) ■> synodische > 12 11 26 41 20 17 5Q

3) ' anomalistische - '3 3 53 5^ ^9 38 38

Er verbessert aber die anomalistische Dewcgung um
— 1 1^46^39^', so dass diese wird: 13° 3' 53" 56'" 17^51^59^'-

Nun betrachtet er drei Mondfinsternisse, welche lange vorher,
kurz nach einander, zu Babylon beobachtet waren. Aus den
23*

346

betreffenden Aufzeichnungen leitet er die genaue Zeit der
Mitte der Finsterniss ab, während dann die wahre Länge des
Mondes = 1 80° + der wahren Länge der Sonne anzunehmen
ist. Es ist also die wahre Bewegung des Mondes zwischen der
ersten und zweiten, wie auch zwischen der zweiten und dritten
Finsterniss bekannt. Zieht man von diesen wahren Bewegungen
die mittleren ab, so bekommt man Reste, die davon herrühren,
dass der Mond sich (nach der Ptolemaeischen Theorie) zu den
Zeitpunkten der drei Finsternisse in verschiedenen Punkten
seines Epicykels befunden hat. Eine leichte Berechnung kann
in diesem Bezug das genauere lehren; wird nämlich die mittlere
tägliche anomalistische Bewegung, d. h. die mittlere tägliche
Bewegung im Epicykel mit der Zahl der zwischen den Finster-
nissen verlaufenen Tage multiplicirt, so findet man den im
Epicykel durchlaufenen Bogen.

Die drei Mondfinstemisse, welche Ptolemaeus für seine
Untersuchung benutzte, sind zu Babylon beobachtet worden,
an Tagen, welche er nach aegyptischer Zeitrechnung angibt,
d. h. er nennt den Tag des aegyptischen Monats und das Jahr
der Regierung des Königs. Diese Data lassen sich leicht auf
julianische reduciren, man sehe z. B. Ideler, Handbuch der
mathematischen und technischen Chronologie, I, S. 102. Man
findet dann für die Mitten der drei Finsternisse:

— 720 oder 721 jul. v. Chr. März 19 9^ 30" w. Zt. Babylon

— 719 »720»» » » 8 12 o»» »

— 719 » 720»» » Sept. I 8 30 » » »
Die Reduction auf m. Zt. zu Alexandrien ist — o^ 50™.
Die Sonne stand bei der i. Finsterniss in 354^/2° Länge,

» » 2. » » 343^/4 »

» » 3. » » J53V4 *

Zwischen der i. und 2. Finsterniss sind also 349° 15' Länge,
» » 2. » 3* '^^ » » 169 30 »

Indem er aber die Augenblicke wahrer Zeit auf mittlere
Zeit reducirt, findet er für die Zwischenräume die mittleren
Bewegungen des Mondes 345^51' und 170^7', also im ersten
Falle 3° 24' weniger, im zweiten Falle 37' mehr als die wahre
Bewegung. Die ganzen Revolutionen bleiben in beiden Fällen
selbstverständlich ausser Betrachtung.

Auf ähnliche Weise findet Ptolemaeus, mittelst der mittleren
anomalistischen Bewegung, ausser einer gewissen Zahl ganzer
Umkreise in den genannten Intervallen eine „Bewegung der
Anomalie" von bez. 306° 25' und 150° 26'.

Diese Zahlen reichen für Ptolemaeus hin, um das Vcrhält-
niss zwischen den Radien des Epicykels und des Deferenten
zu finden. Hat man den Kopf nach Norden gekehrt, so findet

347

die Bewegung des Mondes
im Deferenten, aus dem
Mittelpunkte gesehen, von
rechts nach links statt, die
Bewegung im Epicykel ge-
schieht aber in entgegen-
gesetzter Richtung, also von
links nach rechts. Nimmt
man nun in einem Kreise,
der den Epicykel vorstel-
len soll , drei Punkte A, B
und C an , so dass , nach
rechts gezählt*)

^^ = 306° 25'
BC=^ 150 26
also, linksum gezählt CA = 96° 51' und
^i9 = 53° 35', so stellen A, B und C
die Oerter des Mondes in ihrem Epi-
cykel zur Zeit der drei Finsternisse vor.
Es sei nun Z> der Ort der Erde, K der
Mittelpunkt des Epicykels, so sind die
Data die folgenden:

^15 = Sehne 53° 35' = o-QO'S»
BC=^ » 150 26 = 1.9338,
ACz= » 96 51 = 149^95.
<ADB= 3O24',
<:CDB=—o 37,
also < ADC--=^ 2 47 .
Es muss nun das Verhältniss von
DK ZM ^-ÄT gesucht werden; dazu muss
der Ort von D bestimmt werden, und
das hierzu führende Problem ist kein
anderes als das Snellius'sche.

Ptolemaeus benutzt für die Lösung
nur rechtwinklige Dreiecke, und keine
anderen goniometrischen Linien als
Sehnen, für welche er im ersten Buche

•) In der von Delambre und Halma be-
arbeiteten Ausgabe des Almagest von Ptole-
maeus steht statt dieser Figur ihr Spiegelbild
(oder wie sie sich zeigen würde, wenn man den
Kopf nach dem Südpol gewendet hätte) ; in der
Baseler Ausgabe, in der von Schreckenfuchs
im J. 1551 besorgten lateinischen Uebersetzung,
und in dem von Regiomontanus und Peurbach
bearbeiteten Epitome (Ausgabe von Gemusaeus,
Basel 1 543) steht die Figur wie nebenan.

348

eine Tafel für den Radius = 60 gegeben hat. Er verbindet

D mit B, und nennt den Durchschnittspunkt mit dem Kreise E.

Es ist nun EC ^ 6" 44'. Sodann zieht er die Lothlinien :

EZ/'aus.S'aufjDC,

EZ ^M^EzM^DA,

CT ans C au! AE.

Aus Dreieck AEB sucht er nun das Verhältniss von AE zu

ED; aus Dreieck CED das Verhältniss von CE zu ED, und

weil nun der Winkel zwischen AE und C^='/j Bogen AC

ist, findet er mittelst des Perpendikels CT" auch das Verhältniss

von AC: DE.

AC ist aber = AX>c Sehne q6° 51', es wird also auch das
Verhältniss ./lÄ': /)£■ bekannt, und daraus auch jenes von AK
zu CE und AE. Der Bogen CE wird also bekannt, also auch
der Bogen £CE und die Sehne BE, also DB=DE-^ EB,
alles im Radius des Epicykels ausgedrückt, und zuletzt hat man:
DK* = DExDB-\- AK'.
Von den drei Distanzen DA, DB und DCisX hier allein DB

349
also

sin h AE= - sin B

BE= 2 jR sin (C+^AE)

DBr=DE^BE

DK^ = B^-h DEx DB,

wo dann für die völlige Lösung der geodätischen Aufgabe noch
hinzugefügt werden muss:

AD = DEy< '^"^

CD = DE X

sin(C — qp')
sin A

sin [A — tp")

Es ist hier q/ = 3° 24', cp" = — O*^ 37';
^=104^47' ^=48° 25' 30" (7= 26° 47' 30"

C — 9>' = 230 23' 30" A — (pf' = 1050 24'
of = 0.14938 log ß = 8.04 780« log y = 9.15295.

Es findet sich weiter

BD=: 12.48097?

DE-= 10.5205 jR

DÄ'= 11.5025 B

also B =■ 0.0869384 DK, Setzt man also DK= 60 Theile, so

ist Ä'= 59216304:^ 5° 13' ByyiGxoiy wie bei Ptolemaeus.

Für den angiilären VVerth des Epicykelradius findet man
arc (sin = 0.0869384) = 4° 59' 16".

Bekanntlich findet Ptolemaeus diesen Werth deshalb zu
klein, weil in den Syzygien die Evection denselben Multipli-
cator (den Sinus der mittleren Anomalie), aber mit umgekehrtem
Vorzeichen bekommt wie die Aequatio Centri; statt 693 findet
er also 693 — i93 = 590.

Die Lösung nach obigen Formeln ist nur wenig länger als
die nach den jetzt gebräuchlichen.

(Man sehe weiter: Verslagen en Mededeelingen der Konink-
lijke Akademie van Wetenschappen te Amsterdam, Afd. Natuur-
kunde, 2^^ Reeks, Deel XIX, blz. 436; P. Kempf, Unter-
suchungen über die Ptolemaeische Theorie der Mondbewegung,
Berlin 1878; G. J. M. Coolhaas, De theorie van der beweging
der maan voor Newton. Utrecht 1884. Inauguraldissertation.)

Bi Berichte über Angelegenheiten der Gesellschaft.
XL

Berichte über die Beobachtung der Sterne bis
zur neunten Grösse am nördlichen Himmel.

Kasan, Zone 80° — 75°,

Zu dem Berichte in der Vierteljahrsschrift Bd. 20, S. 270
habe ich hinzuzufügen, dass seitdem der zweite liand, welclier
den Schluss der Zonenbeobachtungen enthält, gedruckt worden
ist. Die nächste Arbeit, welche die Sternwarte bereits begonnen
hat, ist die Reduction der Beobachtungen auf das Aeq, 1875
und die Fertigstellung des Catalogs.

1887 Juli 21. Dubiago.

Dorpat, Zone 75°— 70°.

Der erste Theil der Zonen, die Beobachtungen des Herrn
Prof, Schwarz enthaltend, ist gedruckt.

Kin weiterer Bericht ist nicht eingegangen.

Christiania, Zone 70° — 65°-

Ich beschränke mich mitzutheilen, dass unsere Zonen zum
grössten Theil gedruckt sind. Hoffentlich wird das Ganze vor
Mitte nächsten Jahres zur Vertheilung fertig sein.

1887 Aug. 9. C. Fearnley.

Helsingfors-Gotha, Zone 65°— 55°,

Der Zonen-Catalog ist fertig in Zetteiform bis auf die Prae-
cessionen. Für diese (einschliesslich der Saecular-Aendcrungun)
ist die erste Rechnung für 16 Stunden beendigt, die zweite
für 7 Stunden. Die Vergleichung der beiden Rechnungen ist
für 3 Stunden ausgeführt. Ferner hat Herr Dr. Kreutz das
Manuscript von Hora Null druckfertig hergestellt.

A, Krueger.

CambridKe (U.S.), Zone 55°— 50°.

351

viously occupied in the institution, an arrangement has been
made, by which he retains the superintendence of the work
connected with the zone observations already made by him.
The present State of the reductions is as follows:

All the data relating to the instrumental constants with
which the zone observations have been reduced are complete,
and have been published in Volume XVI of the Annais of
the Observatory. The observed positions of the zone stars have
all been reduced to 1875.0, but a small portion of these reduc-
tions still requires to be examined by duplicate computation.

General tables have been prepared to facilitate the com-
putation of the second and third terms of the precession. The
values of the precession, as far as 12 hours of right ascension,
have been taken out from the general precession tables pre-
pared in 1878. The third term has been computed for the
entire catalogue.

The reduction to 1875.0 of the places of stars occurring
in previous catalogues, between the limits of declination -+- 49*^ 40'
and -[-55° 20', has been completed, but a critical comparison
of these results with the present catalogue has not yet been
made. In catalogues where the results of separate observations
occupy separate lines, such as that of Oeltzen, each Obser-
vation has been separately reduced. The catalogues employed,
with the epoch of each, and the number of stars, or of obser-
vations, extracted from it are given below. The stars collected by
Schjellerup and Romberg from the Astronomische Nachrichten
have been reduced to a common epoch by Dr. C. H. F. Peters.

Aiithority

Fedorenko ,

Epoch
1790

No.
830

Lalande 1800 1250

Piazzi 1800 278

Groombridge. . 18 10 780

Pond 1830 34

Argelander . . . 1830 28

Struve 1830 164

Taylor 1835 281

Rümker 1836 671

Armagh 1840 286

Greenwich . . . 1840 90

Oeltzen 1842 4730

Greenwich . . . 1845 ^<^4

Radcliffe .... 1845 ^oo6

Authority Epoch

Greenwich . . . 1850

Schj.&Romberg 1850

Munich 1850

Rümker 1850

Pulkowa .... 1855

Bonn 1855

Greenwich ,
Washington
Radcliffe . .
Greenwich
Glasgow .
Greenwich

1860
1860
1860
1864
1870
1872

Armagh 1875

Schj. & Romberg 1875

No.

45
231

164

1775

47
126

83
60

67
60

122

The total number, therefore, is 13469.

Cambridge (U.S.), Aug. 4, 1887. Arthur Searle,

for the Director of the Observatory.

^-1

352

■iV

Bonn, Zone 50°— 40°.

Seit dem Genfer Versammlungsberichte sind zur Completi-
rung unserer Zone an Beobachtungen hinzugekommen 4 16 Funda-
mentalstern- und 13 10 Zonensternörter. Dieselben liegen fertig
reducirt vor. Die Catalogisirung und die Berechnung der Prae-
cessionen und Var. saec. sind durchgeführt für die Stunden
3,6,9,12,15,18,21, ausschliesslich vereinzelter Objecte,
die für eine nochmalige Beobachtung in den Restarbeitslisten
vorgemerkt sind. Eine Anzahl im Verlaufe dieser Arbeiten
weiter aufgefundener Berichtigungen und Bemerkungen zu
Sternen der Durchmusterung soll an anderer Stelle mitgetheilt
werden.

Bonn, im August 1887. ^^' Deichmüller.

,^l Lund, Zone 40°— 35°.

Aus verschiedenen Ursachen, darunter vor allem, dass
Dr. Engström auf längere Zeit verreist gewesen ist, haben die
Reductionen der Zonenbeobachtungen nicht so rasch wie wün-
schenswerth fortschreiten können. Indessen sind doch nun-
mehr 15227 Beobachtungen, oder nahezu ^/3 des Ganzen auf
1875.0 reducirt.

Die im vorigen Berichte in Aussicht gestellte Veröffent-
lichung der Beobachtungen wird erst in diesem Herbste nach
der Zurückkunft des Herrn Dr. Engström anfangen können.

N. C. Dun6r.

Leiden, Zone 35°— 30°.

Der fünfte Band der Leidener Annalen, die zweite Hälfte
der Zonenbeobachtungen enthaltend, ist gedruckt und wird
in wenigen Wochen versandt. Es bleiben jetzt noch die nach-
träglichen ' Beobachtungen , welche nöthig sind zum Theil
wegen zu grosser Unterschiede zwischen den beiden Beob-
achtungen, und zum Theil, weil einige Male nicht der richtige
Stern beobachtet worden ist. Theilweise sind diese schon an-
gestellt, und die Resultate werden in dem End-Cataloge "auf-
genommen.

In Bezug auf den End-Catalog ist zu berichten, dass für
die Sternörter aus beiden Bänden die Correctionen für die
verbesserten Positionen der Anhaltsterne und für Theilfehler
alle gerechnet sind; für den ersten Zonen-Band sind sie auch
controlirt und angebracht, für den zweiten Band muss diese
Controle noch stattfinden.

Aus dem ersten Band sind die beiden Beobachtungen der-

353

selben Sterne mit einander verglichen und mehrere kleinere
und grössere Fehler sind dabei aufgefunden und verbessert
vforden. Die Reductionen der Zonen aus der ersten Zeit.'weiche
früher nicht gehörig controlirt waren, sind ebenfalls alle zum
zweiten Male gerechnet.

Mit der Revision des zweiten Zonen-Bandes, welche wahr-
scheinlich viel weniger Zeit in Anspruch nehmen wird, wird
angefangen, so dass bald zu der Zusaramensli^llung der zusammen-
gehörigen Beobachtungen und der ISestimmung etwaiger syste-
matischer Fehler übergegangen werden kann.

Ein Theil der Praecessionen und Saecular -Variationen ist,
wie früher berichtet, schon gerechnet.

Leiden, August 1887. H. G. v. d. S. Bakhuyzen. , ,

Cambridge (Engl.)) Zone 30°— 25°. - L

The foUowing are the particulars relating to our obser-
vations of the Zone 25° — 30°. The observations themselves
are now very nearly complete. A few additional observations
are required of some of the fainter stars which occur for
Observation during the summer months of the year, and are
consequently difficult to see with our Instrument,

The foUowing is the present State of the reducüons.

The true Right Ascensions and Declinations for the timcs
of Observation have been found up to April 27, 1887 for
47865 observations.

The mean Right Ascensions and Declinations for the be-
ginning of each year of Observation have been obtained up
to the end of 1883 for 39128 observations.

The reductions to the mean places of the E poch 1875 are

in Right Ascension up to July 18, 1878 for 24900 obser-
vations

and in Declination up to Febr. 25, 1880 for 31 125 obser-
vations.

We are now proceeding rapidly with the temaining reduc-
tions, and making preparations for the formation of the Cata-
logue. >;^',

Ang. 4, 1887, J. C. Adams, i ^ '

Berlin. V^

a) Zone 25°— 20°.
Die Bearbeitung der nördlichen Abtheilung der Berliner
Zone, 25° — 20°, ist in den letzten beiden Jahren in erfreu-

354

Ucher Weise fortgeschritten und nähert sich gegenwärtig ihrem
Abschluss. Nachdem die im Bericht für 1885 (V.J.S. 20, S. 276)
erwähnten systematischen Unterschiede der z/u + m, welche
die ausserhalb der Zone gelegenen Anhaltsterae zeigten, in
ihrem Betrage festgestellt worden — sie gehen von + o!o5
bei d ^ -f- 4" bis — o'o3 bei d = -i- 40° — auch die Bewegung
des Instruments in zweiter von der ersten übrigens wenig ab-
weichenden Näherung untersucht worden war, wurde die Ab-
leitung der Nullpunkte der Declinationen vorgenommen. Auch
hier ergaben sich nordlich und südlich von den Zonengrenzen
systematische Abweichungen , die namentlich auf der ersteren
Seite merkliche Beträge erreichen und bis zu — o^g bei dem
äussersten Parallel von + 40° ansteigen. — Bei der Ermitte-
lung der abendlichen Variationen der Nullpunkte habe ich
mich für beide Coordinaten an die einfachste und bei nicht zu
langer Beobachtungsdauer der Wirklichkeit gewiss sehr nahe
kommende Annahme einer der Zeit proportionalen Aenderung
innerhalb jeder einzelnen Zone gehalten, welche die Beob-
achtungen im allgemeinen befriedigend darstellt; ich behalte
mir aber einige weitere Untersuchungen hierüber vor. — Mit dem
Abschluss der letzten Rechnungen war alles Material- zur Auf-
stellung der Keductionstafeln für die Zonensteme vorhanden;
ich habe aber aus gewissen Gründen die letzteren nicht vorweg
für sämmtliche Zonen berechnet, sondern dit! Ableitung der
mittleren Oerter der Zonensteme damit verbunden, welche für
die Rectascensionen grösstentheils von einem auf diese Rech-
nungen eingelernten unteren Beamten eines hiesigen Bank-
instituts, für die Declinationen ausschliesslich von mir ausge-
führt wird. Gegenwärtig sind etwa 0.9 aller Zonen in AR,
etwa 0.8 in Decl. fertig berechnet, der Rest wird in den
nächsten Monaten absolvirt werden. Hieran wird sich dann
nächst den nothwendigen Controlrechnungen die definitive Fest-
stellung der Hclligkeitsgleichung und ihre Berücksichtigung bei
den Zonenstemen und die Bearbeitung der Grösse nschätzungcn
anzuschliessen haben. — Soweit ich bis jetzt aus gelegentlichen
Vergleichungen beurtheilen kann, wird die Uebereinstimmung
der Positionen im Mittel recht befriedigend und der Procentsatz
von stärkeren Abweichungen relativ klein sein; dagegen scheinen
grobe Versehen und zwar Fehler in der Minutenablesung häu-
figer vorgekommen zu sein. Da ein grosser Theil der Sterne
— nahe 55 Procent — von vornherein mehr als zweimal be-
obachtet worden ist, so werden in vielen Fällen diese Ver-
sehen uiunittelbar aus dem vorhandenen Beobachlungsmaterial
berichtigt werden können, in anderen werden sie durch Hinzu-
ziehung von vorhandenen Catalogen oder durch directe Con-

355

trole am Himmel verificirt werden müssen. Mit Rücksicht hier-
auf ist bereits mit der nach AR geordneten Catalogisining
der mittleren Oerter der Zonensterne begonnen worden.
Gotha, Ende August ,1887. E. Becker.

b) Zone 20°— 15°.

Im November t886 bin ich endlich in den Stand gekommen,
die seit Jahren zurückgelegte Reduction meiner Zonenbeob-
achtungen wieder aufzunehmen, und hoffe, dieselbe nunmehr
ohne wesentliche Unterbrechungen durchführen zu können.

Die zunächst vorgenommenen Arbeiten haben sich aus-
schliesslich auf die Ableitung der Declinationen bezogen und
bis Ende Juli d. J. folgenden Stand erreicht.

Die Beobachtungen der Fundamentalsterne sind für die
Zonen (Beobachtungstage) Nr. 38 — 243 (d. i. Ende), bis zur
Ableitung der Aequatorpunkte aus den einzelnen Beobachtungen
einschliesslich, reducirt. (Die Zonen Nr. i — 16 zählen, als
mit Auge und Ohr beobachtet und später wiederholt, bei der
Hauptarbeit nicht mit, und für die im Sommer 1869 beob-
achteten Zonen Nr. 17 — 37 habe ich die entsprechende Be-
rechnung gleich damals ausgeführt.)

Aus den einzelnen Aequatorpunkten der Zonen 38 — 243
sind vorläufige Mittel für die einzelnen Zonen gebildet, und
damit für die Zonensterne der Zonen 48 — 121 und 160 — 243
die scheinbaren Declinationen für den Beobachtungstag ab-
geleitet.

Die genauere Discussion der beobachteten Aequatorpunkte,
welche die an diese Declinationen anzubringenden schliesslichen
Verbesserungen zu liefern hat, ist für die Zonen 38 — 243 in
erster Näherung vollständig, in der zweiten etwa zur Hälfte
durchgeführt. Diese zweite Näherung wird die definitiven
Werthe der scheinbaren Correctionen der angewandten Decli-
nationen der Fundamentalsteme , d. i. die constanten Abwei-
chungen des Berliner Kreises vom AGC, liefern, mit denen
dann eine dritte Näherung die definitiven Aequatorpunkte geben
wird.

Der überwiegend grösste Theil der vorgenannten Rech-
nungen ist von Herrn Dr. Battermann ausgeführt. Ausserdem
hat derselbe im letzten Frühjahr, zusammen mit Herrn Cand. astr.
Stück, für die Ostlage des Kreises die bis dahin noch rück-
ständige Messung der Lage der bei den Fundamentalstem-
Beobachtungen ausserhalb der Zone benutzten einzelnen Striche
der Theilung gegen das Mittel der zugleich unter den 4 Mikro-
skopen befindlichen Striche ausgeführt.

1887 August 19. A. Auwers,

Je V 356

^i^O^^ ' Leipzig, Zone 15°— 5°.

Für das aus den Jahren 1868 — 72 stammende Beobachtungs-
material der Zone 15° — 10° sind die mittleren Oerter für den
Jahresanfang abgeleitet. Die Ausfüllung der Lücken, welche,
nach gelegentlichen Stichproben zu urtheilen, nicht ganz un-
bedeutend sind, soll erst erfolgen, wenn die bereits begonnene
Reduction auf 1875.0 und die Zusammenstellung des Zettel-
cataloges erledigt ist.

Bei der Zone 10° — 5° ist die Beobachtung, abgesehen von
den etwa erforderlichen dritten Beobachtungen, bis auf 2 Abende
und ungefähr 150 zerstreute Positionen erledigt. Sie umfasst
380 Zonen mit rund 28000 Positionen. Die Ablesungen der
Streifen und der Mikroskope sind in die Reductionsschemata
eingetragen. Von 300 Zonen sind die Instrumentalfehler für
AR abgeleitet.

, ^ 1887 Aug. 5. H. Bruns.

l \
^v^ \ Albany, Zone 5°— R

y^ * The observations of the Zone + 0° 50' to 5° 10' which were

begun August 30th, 1878, were completed August 6th , 1882,
including the revision observations begun in October 1881.
Whenever the difference between two observations exceeded
o!20 or 3l'o, respectively in AR or 8, a third Observation was
made. The observations were completely reduced in duplicate
and coUected on large blank forms early in 1883. In the in-
terval since that time the working force of the observatory
has been the Director and one Assistant. A variety of em-
pioyments having intervened, the work of preparing the zones
for publication, as well as various computations required for
the final catalogue have proceeded somewhat slowly at inter-
vals. This delay has been owing to the fact that no provision
was available for publication of the zones, and 1 desired to
prepare for publication in accordance with some definite arran-
gement. But, at length , seeing no immediate prospect of this,
1 have prepared publication sheets of the zones in triplicate.
These contain the essential points of the original record of Ob-
servation and exhibit the successive steps of reduction in a
compact form and in a manner which will enable one at any
time to review the calculations for any particular star or zone.
One of these copies will be placed forthwith in the custody of
the Astronomische Gesellschaft. The other two will be retained
for the present, with the hope that publication of the zones
may be secured. The whole number of separate observations
is 20547 in 386 zones.

357

The publication sheets of the Zone Catalogue are also pre-
pared and will be placed in the hands of the President of
the Astr. Ges. at once. These contain the place of each star
within the zone limits, which has been observed at least twice
(except the fundamental Stars) and in the form prescribed by
the Zone Commission. I have also given careful attention to
the valuable suggestions of the President of the Society who
has very fully and courteously responded to my inquiries.

The Catalogue contains 8219 numbers of which about 7500
belong to the program proper, and about 700 are of stars
designated as fainter than the ninth magnitude in the DM.,
and not contained in the zones of Lalande or Bessel. Many
are also not contained in the DM. itself. The latter are usually
Stars near brighter ones; though others were noticed in distant
parts of the field when observing program stars and thought
worthy of attention on account of their brightness. Many were
picked up by accident and afterward verified by a second Ob-
servation.

The precession terms have all been computed in duplicate,
each to one decimal place further than is required in the
Catalogue.

The places of all stars common to this zone and the Ca-
talogues of Gould's D'Agelet, Struve (Pos. Med,)^ Weisse's Bessel,
Rümker, Schjellerup, Argelander (Bonn. Beobb. Bd. VI) and
Lalande's zones (reduced by von Asten's tables) have beenbrought
down from the various Epochs to 1875.0 and compared with
the Albany places. The results will be tabulated and given in
the introduction to the Catalogue. This part of the work is
withheld for the present until a reduction (now in progress) of
Bessel's zones within the limits of the Albany zone can be
completed. The appearance of Band XXXVll of the Königs-
berg Observations which contains a revision of the published
zones as well as new tables for their reduction determined
me to make no further use of the faulty positions of Weisse's
Catalogue, but to reduce all anew with care. It is to be
hoped that other participants in the zone work will be led
to take the same course. Hoping that this will be done, 1
have exerciscd some care to have the reductions of each star
made upon a convenient blank form (one star on each slip)
which will make it easy to utilize our results with others in
the formation of a new catalogue from Bessel's zones. If
noeded for that purpose, these reductions will be put at the
disposition of the Gesellschaft. As soon as they are completed,
thoroughly checked, and compared with the Zone Catalogue
for 1875.0, the introduction of the Albany Catalogue can bc

Jtk^

358

completed and forwarded for publication according to the pro-
gram.

Aug. 9, 1887. Lewis Boss.

Das druckfertige Manuscript des Catalogs ist am 25. September, das
crwälmte eine Exemplar der Beobachtungen Ende October, beides ohne
die noch nachzuliefernden Einleitungen, von Prof. Boss an den Vorsitzenden
abgeliefert worden.

In dem letzten Berichte über die Albany-Zone, VJ.S. Bd. 16, S. 340,
ist durch einen bedauerlichen Druckfehler der w. F. einer AR viel zu
gross angegeben; statt dtoro55 ist zu lesen d:o!o35. A. A.

Nikolajew, Zone + 1° ... — 2°.

^ ^ Es ist kein Bericht eingegangen.

(Aus dem Pulkowaer Jahresberichte für 1886 — 87 ist zu ersehen, dass
die Beobachtungen abgeschlossen sind und die Berechnung ununterbrochen
fortschreitet.)

XII.

Berichte betreuend die Vorbereitungen der Zonen-Beob-
achtungen zwischen — 2° und — 23° 10'.

(Beobachtungen der Anhaltsterne.)

a) Leiden.

Die beiden letzten Jahre waren wegen Krankheit des Herrn
Wilterdink, und weil das Instrument während mehrerer Monate
für andere Beobachtungen benutzt werden musste, für die Fort-
setzung dieser Arbeit nicht günstig. Seit dem vorigen Bericht
sind die Beobachtungen nur in der zweiten Lage von Objectiv
und Ocular angestellt, und von den 303 Anhaltsternen sind in

dieser Lage folgende Beobachtungen erhalten:

Arm Ost Arm West

4 oder mehr Beobacht. von 1 1 1 Sternen 68 Sternen
3 Beobachtungen »30 » 56 »

2 » ^ 22 t> 76 »

I Beobachtung » 42 » 56 »

o » » q8 » 47 »

Im ganzen sind bis jetzt für diese Arbeit, die Beobachtungen

der Refractionssterne mit eingeschlossen, 3928 Beobachtungen

angestellt.

Leiden, August 1887.

H. G. van de Sande Bakhuyzen.

b) Strassburg.

Die Beobachtung der südlichen Anhaltsteme und der 83
südlichen Fundamentalsterne auf der Strassburger Sternwarte ist

359 i

nahezu vollendet. Die Beobachtungen in der ersten Lage von
Objectiv und Ocular sind im September 1886 abgeschlossen;
in der dann hergestellten zweiten Lage forderte das Programm
je 4 Beobachtungen von 238 und je 8 von 199 Sternen, also
im ganzen 2544 Positionen. Bis jetzt sind hiervon 2491 be-
stimmt. Die noch fehlenden 53 Beobachtungen vertheilen sich
auf 25 Sterne, die sehr zerstreut zwischen o 9" und 15^43"
liegen; sie beziehen sich meistens nur auf die Refractionssterne.
Es sind noch zu beobachten:

5 mal 2 Sterne

4 » I Stern

3 » 4 Sterne

2 » 9 »

I » 9 ^
Es ist also der Abschluss der Beobachtungen innerhalb
einiger Monate sicher zu erwarten. Von den nördlichen Funda-
raentalstemen ist eine zu einer sicheren Verbindung der Po-
sitionen genügende Anzahl Beobachtungen ebenfalls angestellt;
ebenso sind auch die Untersuchungen zum Studium der Fehler
des Instrumentes durchgeführt.

Eine vorläufige Bestimmung der Instrumentalfehler, sowie
die Berechnung der Kreisablesungen wird stets in directem An-
schluss an die Beobachtungen ausgeführt. Die zusammenhän-
gende Bearbeitung der bis September 1886 angestellten Be-
obachtungen ist begonnen.

Strassburg 1887 Aug. 21. Hermann Kobold.

c) Karlsruhe.

Ich erlaube mir die folgende kurze Mittheilung über hier
unternommene Rectascensions-Bestimmungen der südlichen An-
haltsterne zu machen.

Nachdem Herr Stutz sich genügend mit dem neuen Bam-
berg'schen Passageninstrument, welches für den Zeitdienst an-
geschafTl wurde, vertraut gemacht hatte, veranlasste ich ihn
neben den Beobachtungen der Mondculminationen auch alle
für uns erreichbaren Sterne des Verzeichnisses südlicher An-
haltsterne zu beobachten, in der Hoffnung, dass bei gehöriger
Vorsicht in der Anordnung der Beobachtungen diese Bestim-
mungen einen Beitrag für die Ableitung der definitiven Oerter
würden liefern können. Es wurde bestimmt, dass jeder Stern
8 mal, in jeder Lage 4 mal, beobachtet, und dass zu Anschluss-
stemen nur die südlichen Sterne des Berliner Jahrbuchs be-
nutzt werden sollten. Einiges Nähere über den Stand der Arbeit
hat Herr Stutz auf beifolgenden Blättern zusammengestellt. Er-
gänzend theile ich mit, dass von den 1262 Beobachtungen

Viertel jahnschrUt d. Astronom. Grcsellschaft. 22. 24

-^^^

36o

etwa 700 auf die zu bestimmenden Sterne fallon, so dass noch
reichlich 200 Beobachtungen restiren, welche hoffenthch indiesem
Jahre zu erlangen sein werden,

Karlsruhe 1887 August 22. W. Valentiner.

Bericht des Herrn Stutz.

Von den 303 Sternen des Verieiclinisscs werden 239 beobachtet. Die
Tehlenden 64. kOnncn wegen des gerade im Meridian stehenden Baumes nicht
beobachlel werden. Von diesen 239 werden als Anhallsteme benutzt sEmml-
liche, von denen im Berliner Jahrbuch mittlere Oerter gegeben sind; das
sind 113, so dass als neu zu bestimmende noch 126 bleiben.

Bis jetzt sind im ganzen 1262 Beobachtungen erhalten, davon
in Lage I (Ocutar Ost) 602
U (Ocular West) G60

Rcducirt werden die Beobachtungen oikcb der Mayer'scben Formel,
also mit Hülfe der Neigung und des Azimuths.

Die Neigung wurde anfangs regelmässig in Intervallen von etwa 30
Minuten bestimmt. Es bat sich aber niemals eine schädliche Vcilnderung
derselben gezeigt, so dass später gewöhnlich nur 3 mal, bei längeren Reihen
auch 4 und 5 mal nivellirt wurde. Zur Reduclion ist das Mittet der an
einem Abend erhaltenen Neigungen angewandt, da ein Gang im Laufe
weniger Stunden nicht lu erkennen war. Dagegen ist für grössere Inter-
valle der Gang sehr deuüich ausgesprochen, wie folgende Tabelle zeigt:

Sept. 24 + 01360
0.318

Ocl.

0.431

Neigung c

Ocl. 5 +0:014

8 0.005

13 0.065

.118

r durch Polstern

n Verbindung mit den cin-

mit seltenen Ausnahmen,

1 Schluss der Beobach-

iich das Azimuth auch

0.497

Das Aiimuth wird ii
schliessendcn Zcitsterneo bestimmt, und z
wenn Trübung eintrat, 2 mal, zu Anfang und z
hingen. Da sich bei der Reduclion zeigte, das:
in kürzerer Zeit nicht sehr constani hielt, wurden später die Bestimmungen
auf drei erhöht.

Der Colli mations fehler wird ebenfalls durch Polsterne bestimmt. Der-
selbe zeigt ein sehr merkwürdiges Verhalten; bald h.yt er sich längere Zeil
nt, bald ändert er sich regelmässig, bald sprungweise.

Juli

+ 0!

70 £

ept. 9

0:195

+ 0

0.004

Aug.

+ 0

118

—

0.016

+ 0

'47

0.004

'35

■ 6

0.040

Scpl

+ 0

0.059

+ 0

iSi

0.060

Sehr misslich w

ar dieser Umstand, v

renn c

wegen des Wetters nicht

36i

möglich war, den Collimationsfehler am Beobachtungsabend selbst zu be-
stimmen, sondern aus den einschliessenden Bestimmungen interpolirt werden
musste. Es kommt dies allerdings weniger für die Beobachtungen der An-
haltsteme in Betracht, da mit Ausnahme des i8. October und 6. November,
in welcher Zeit sich der Collimationsfehler sehr constant gehalten hat, die
Collimation regelmässig an jedem Beobachtungsabend bestimmt ist.

Was die Reductionen betrifft, so sind die Beobachtungen des Jahres l886
vollständig reducirt; für 1887 sind für einen grossen Theil der Beobachtungen
die Reduction auf den Mittelfaden ausgeführt, die scheinbaren Oerter ge-
rechnet imd die Instrumentalfehler ermittelt.

Aus sammtlichen Beobachtungen des Jahres 1886 ergibt sich der wahr-
scheinliche Fehler einer Bestimmung

fiir Lage I dio!o35 .
» II dt 0.037

Ohne Rücksicht auf die Kreislage findet sich der Werth d:o!o355.
Ein constanter Unterschied zwischen den Beobachtungen in beiden Krcis-
lagen scheint, soweit man aus den bisher reducirten, allerdings niclit sehr
zahlreichen Beobachtungen schliessen kann, nicht vorhanden zu sein, doch
glaubt der Beobachter das Gefühl zu haben, als ob er die Durchgänge in
den verschiedenen Kreislagen etwas verschieden auffasse.

Es war von Interesse die bisher erhaltenen Resultate mit den bereits

publicirten Bestimmungen des Washburn Observatory zu vergleichen ; doch

konnten auch hier die wenigen Beobachtungen nur genäherte Resultate

geben. Es fand sich

Madison — Karlsruhe

20^* — 21*" — o!o68

21 — 22 — 0.056

22 — 23 — 0.048
23-24 — 0.005

XlII.

Bericht über Cometen.

Im Auftrage von Prof. A. Krueger erstattet
von Dr. H. Kreutz.

A. Periodische Cometen.

Der von Herrn Prof. Weiss auf der elften ordentlichen Ver-
sammlung der Astronomischen Gesellschaft über die periodi-
schen Cometen erstattete eingehende Bericht kann auch noch
heute im grossen und ganzen als dem augenblicklichen Stand
der Bearbeitung entsprechend angesehen werden. Zu er-
wähnen ist nur

i) dass der Winnecke'sche Comet nach dem Tode v. Op-
polzer's in die Hände von Frhr. v. Haerdtl übergegangen ist,

24*

2) dass Dr. Johannes Lamp den seit mehreren Jahren un-
bearbeitet gebliebenen Brorsen'schen Cometen ubemonuuen
hat,

3) dass die Vorausberechnung der leider unbeobachtet ge-
bliebenen vorigjährigen Erscheinung des 3. TempeTschen
Cometen nicht von Herrn Bigourdan, sondern von Herrn
J. Bossert durchgeführt worden ist, und

4) dass Herr F. K. Ginzel die Bearbeitung des so eben wie-
dergekehrten Olbers'schen Cometen weiterzuführen gedenkt.

Von den 5 Cometen mit kurzer Umlaufszeit, welche in den
letzten Jahren entdeckt sind und deren zweite Erscheinungen
allmählich herannahen, hat Herr A. Berberich den Cometen
1884 II Barnard und Dr. S. Oppenheim in Gemeinschaft mit
Herrn F. Btdschof den Cometen 1886 IV Brooks zur defini-
tiven Bearbeitung übernommen. Von dem Cometen 188411!
Wolf liegen bereits aus der ersten Erscheinung abgeleitete defini-
tive Elemente von Pfarrer Thraen vor. Derselbe hält seine
Rechnungen hiermit für abgeschlossen und wird die weiteren
Untersuchungen, insbesondere die Vorausberechnung für die
nächste Erscb'einung, Herrn Dr. L. Struve, der sich gleichfalls
mit diesem Cometen beschäftigt, überlassen.

Mit dem interessanten Denning'schen Cometen 1881 V wird
sich voraussichtlich ein jüngerer Astronom der Kieler Stern-
warte beschäftigen. Die von Will. K. Plummer aus der ersten
Erscheinung berechneten definitiven Elemente lassen, was Kritik
der Beobachtungen anbelangt, einiges zu wünschen übrig; auch
hat bei ihrer Ableitung die erst kürzlich publicirte Strassburgcr
Beobachtung vom 24. November, welche die Beobachlungs-
dauer um 5 Tage vergrössert, noch nicht benutzt werden
können.

Die Bearbeitung des Finiay'schen Cometen 1886 VII, so-
wie die des de Vico' sehen 1 844 1 , dessen Identität mit erst-
genanntem noch immer möglich, wenn auch sehr zweifelhaft ist,
hat Prof. L. Boss übernommen.

ß. Nicht periodische Cometen.
Nach Prof. Weiss' und meinen eigenen Untersuchungen sind
zur Zeit aus dem Zeitraum 1800 bis Ende 1886*) die folgen-
den Cometen einer Neuberechnung bedürftig:

Com et Berechner Coinet Berechner

i8o2 Olbers, Miichain 1806 II Hensel.

1804 Gauss, Bouvard 1808 II Bessel

•) Ein Zurückgehen .iiif früliorc Jahrhunilcrte ist unterlassen worden,
weil Prof. Weiss auf der Genfer VcrBammlung eine dicsbeiUgliche Ueber-
«irhl in Aussicht geslcltt halle.

363

Comet

Berechner

Comet

Berechner

1811

Argelander

'853

ITI

Krahl

1811

Nicolai

'853

Bruhns

1813

Werner

'854

III

Winnecke und Pape

1813

Ferrer

'854

Lesser

1818

Encke

1855

Schulze

1818

Rosenberger und

'857

III

Villarceau

Scherk

1858

VII

Weiss

1819

Hind

1859

Hertz Sprung

1819

Encke

1862

Seeling

1822

Nicollet

1862

III

V. Oppolzer

1822

III

Hind

1863

Engelmann

1822

Encke

1863

III

Frischauf

1823

Encke

1864

III

V. Asten

1824

Doberck

1864

Valentiner

1824

Encke

1867

Searle

1825

Clausen

1867

III

V. Oppolzer

1825

Qausen

1870

Gerst

1826

Nicolai

1871

Lindhagen

1826

III

Clüver

1873

Weiss

1826

Argelander

1877

Plath

1826

Gambart

1879

Millosevich

1827

V. Heiligenstein

1879

A. Palisa

1827

III

Clüver

1880

J. Mayer

1830

Wolfers

1880

Bigourdan

1833

W. Hartwig

1881

Gruss

1834

C. A. F. Peters

1881

III

Bossert

1835

W. Bessel

[881

Plummer

1840

Peters und Struve

[882

Kreutz

1840

Goetze

[882

III

Wolyncewicz

1842

Kowalczyk ]

1883

Mac Nein

1843

Hubbard i

883

Bryant, H. Op-

1843

Goetze

penheim

1844

Brünnow i

884

Berberich

1844

Plantamour i

884

III

Thraen

1844

III

G. P. Bond I

885

Berberich

1845

Faye i

885

III

Berberich

1845

d' Arrest i

885

J. Müller

1846 VII

Oudemans i

886

Svedstrup

i846Vm

Quirling 1

886

V. Hepperger

1847

G. Rümker 1

886

III

Celoria

1849

Weyer 1

[886

S. Oppenheim

1849

d' Arrest 1

886

Krueger

1850

Quirling und Goetze 1

886

VII

Krueger

I85I

III

Brorsen 1

886 VIII

Egbert

1853

Hornstein, V/. Hart- ]
wig

[886

Svedstrup

3^4

Den Bemerkungen, die Prof. Weiss in seinem früheren Be-
richt über diese Cometen gemacht hat, sind folgende hinzuzu-
fügen :

Com et 1833 ist von Schulhof einer neuen, bisher noch nicht
publicirten Berechnung unterzogen worden. Wie derselbe
mir mittheiit, lässt sich die Excentricität kaum in Grenzen
einschliessen ; e= 1.2 ist fast noch möglich, ebenso anderer-
seits eine Umlaufszeit von 3 Jahren.

1840 IV. Die Elemente von Goetze beruhen nur auf den Be-
obachtungen einiger wenigen Sternwarten; eine Neuberech-
nung der Bahn erscheint schon im Hinblick auf die verhält-
nissmässig geringe Umlaufszeit von 344 Jahren wünschens-
werth.

1842 II. Die von J. Bossert herausgegebene neue Reduction
der Pariser Cometenbeobachtungen von 1835 bis 1855 ent-
hält eine grössere Anzahl bisher unbekannter Beobachtungen,
welche es rechtfertigen, dass eine nochmalige definitive Bahn-
bestimmung des Cometen vorgenommen wird.

1844 III. Die Untersuchungen von G. P. Bond, welche sich
über das gesammte Beobachtungsmaterial erstrecken, haben
auf eine Hyperbel geführt; es fehlt aber der Nachweis, dass
nicht auch eine Parabel zur Darstellung der Beobachtungen
ausreicht.

1853 IV. Die Bahn von Bruhns erstreckt sich nicht über die
ganze Beobachtungsdauer des Cometen.

1879 IV. Die Bahn von Millosevich (Mem. della Soc. degli
Spett. Ital. Vol. 13) ist jedenfalls noch verbesserungsfahig.

1881 IL Die Elemente von Gruss lassen in den beiden mitt-
leren Normalörtern zu bedeutende Fehler übrig, als dass es
nicht wünsch enswerth sein sollte, die Bestimmung der defini-
tiven Bahn aus dem spärlich vorliegenden Beobachtungs-
material mit neuer Reduction der Vergleichsterne noch ein-
mal vorzunehmen.

1883 I. Nach einer kurzen Notiz im Sidereal Messenger soll
Wendell aus einer grösseren Anzahl von Beobachtungen eine
Ellipse mit grosser Umlaufszeit berechnet haben; Näheres
hierüber ist nicht bekannt geworden.

1883 II. Die Untersuchungen von Bryant und Tennant er-
schöpfen das Beobachtungsmaterial nicht vollständig; erst eine
definitive Bahnbestimmung wird darüber Entscheidung bringen
können, ob die Bahn des Cometen thatsächlich eine solche
bedeutende Abweichung von der Parabel, wie sie die Rech-
nungen von Bryant ergeben, zeigt.

1886 III. Prof. G. Celoria hat eine Vervollständigung seiner

365

sich bereits über die ganze Beobachtungsdauer erstrecken-
den Rechnungen in Aussicht gestellt.
1882 II, 1882 m, 1885 II, 1885 III, 1885 V, 1886 I,
1886 II, 1886 V, 1886 VIII, 1886 IX. Die bisher abgelei-
teten Bahnen sind provisorischer Natur und beruhen nur auf
wenigen Beobachtungen.

1881 V, 1884 II, 1884 III, 1886 IV, 1886 VII, siehe die
Bemerkungen unter A) Periodische Cometen.

Von den vorstehend aufgeführten Cometen sind zur Zeit,
soweit uns bekannt, folgende in festen Händen:

Comet

Berechner

Comet

Berechner

1811 I

Dr. N. Herz

1879

A. Palisa, Prof. T.

1819 U

Dr. J. Holetschek

Zona

1824 II

Dr. S. Oppenheim

1880

Dr. B. Schwarz

1833

L. Schulhof

1880

C. F. Pechüle

1834

L. Schulhof

1881

III

Dr. L. de Ball

1840 1

Rechenberg

1881

Sternwarte Kiel

1843 I

Prof. E. Weiss

1882

Prof. Howe , Dr.

1844 I

Prof. L. Boss

H. Kreutz

1845 in

Prof. E. Weiss

1882

III

Stutz

1846V111

Dr. S. Oppenheim

1883

Stw. Göttingen

1849 ni

F. ßidschof

1883

F. J. Parsons

1850 n

Stw. Göttingen

1884

A. Berberich

1851 III

R. Spitaler

1884

III

Dr. L. Struve

1853 I

Prof. Kokides

1885

A. Berberich

1855 n

Prof. Kokides

1885

III

Prof. Gallenmüller

1858 VII

Prof. E. Weiss

1886

A. Svedstrup

1862 II

Dr. V. Cerulli

1886

Pfarrer Thraen

1862 III

Stw. Göttingen

1886

III

Prof. G. Celoria

1863 ni

G. Ericsson

1886

Dr. S. Oppenheim

1867 I

Dr. L. Becker

und F. Bidschof

1867 III

Broch

1886 VII

Prof. L. Boss

1871 IV

Dr. G. Lorentzen

Wenn man bedenkt, dass die periodischen Cometen mit
kurzer Umlaufszeit zur Zeit alle einer fortlaufenden Berech-
nung unterliegen, dass femer von 92 der Neuberechnung be-
dürftigen Cometen des laufenden Jahrhunderts sich 40 in de-
finitiver Bearbeitung befinden, so ist man wohl zu der An-
nahme berechtigt, dass die von der Astronomischen Gesell-
schaft getroffene Einrichtung, eine Central stelle mit der beson-
deren Fürsorge für die Cometen zu beauftragen, zur Befriedi-
gung der laufenden Bedürfnisse vollständig ausreicht, und dass
man wenigstens für die nächste Zeit noch keinen Anlass haben
wird, über diese Einrichtung hinausgehende Schritte zu unter-
nehmen.

366

XIV.

Photometrische Arbeiten über die Sterne der Bonner

Durchmusterung.

(Bericht des Herrn Dr. Th. Wolff, vorgelegt in der Sitzung am

30. August 1887.)

Verzeichniss der in den Reihen i bis 59 beobachteten

255 Sterne.

BezdchnuDg Gr.

2I°3296 8.2

3300 7-5

3301 7-7

3302 7.5

22 4465 6.5

4467 8.5

4468 8.5
4472 5.0

4474 7-0

4476 8.9

4757 8.3

4759 9-0

4760 6.9

4761 8.3

4762 6.0

4763 6.6
4765 8.6
4767 7-3

4769 8.9

4770 9.1
+32 3267 6.7

3271 8.0

3275 8.5

+33 204 8.4

205 7-3

207 8.8

220 6.3

224 8.5

226 8.9

228 6.5

232 7.8

233 9-0

234 6.6

236 8.2

An-
zahl

2
2
2
2

Bezeichnung Gr.

An-
zahl

An-

2
2

4
2

2
2

+ 340 251 9.0

4180 6.8 2

4184 7.5 2

4196 7.8 2

+ 36 3307 6.1 3

3315 7-8 2

3317 8.3

3319 4-5 2

3324 8.1 2

+37 3222 4.5

3223 5-5

+ 38 4088 8.0 2

4102 7.4

4318 7.2

4325 6.0

4335 9-0

4341 9-5

4342 8.2

4343 5-0

4344 5-3

+39 3509 4-3

3510 4.6

4172 7.5 2

4174 8.5

4176 8.0 2

4178 7.5 2

4180 7.6 2

418 1 8.6 2
4183 9.2
4186 7.3 2

4192 7.2 2

4193 7-7 2
-f-41 3167 6.5

3174 7-1

Bezeichnung Gr. j^.

+ 4i°3i77 5-5

3200 8.0

-4-43 2094 9.2

2095 7.9

2096 7.8

2098 8.4

2099 8.9
2102 6.8
2122 6.2

+44 2093 9.0

2094 8.7

2095 7-9

2096 7.5

2099 9-0

2101 8.8

2102 6.7

+47 460 6.4

463 7-0

465 8.0

466 8.0

468 8.5

469 9.0

470 8.2

471 9-3

474 9-5

475 8.4

477 94

483 8.0

485 7-3

487 8.5

491 7.8

822 8.0

827 9.4

828 6.7

2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2

36?

BeseichnuDg

*"• xahl

H-47° 830

8.1

832

9-5

835

7.5 2

838

9.0 2

840

8.2 3

841

8.3 2

843

4.8 8

844

7-0 5

846

7-4 4

847

6.5 3

850

7-3 3

857

5-3 5

876

3-5 5

1019

8.3 2

1020

9.2 2

1023

8.3 2

1025

8.0 2

1028

7-0 3

+48 473

8.8 2

920

6.0 6

927

8.1

930

8.7

933

8.2

936

7.9 2

938

6.5 2

942

7.0 2

1128

6.0 3

-1-49 626

9.4 2

628

7.2 2

631

9.4 2

634

9.2 2

639

9.2 2

640

6.2 2

648

9.0 2

- 649

5-8 2

650

8.6 2

652

9.2 2

653

9.0 2

656

4.9 2

923

8.5 2

926

9.1 2

927

8.5 2

929

7-3 2

936

7.1 2

Bezeichnung

+49° 938

944

945

959
1222

1226

1228

1230

1231

1428

1431
1432

«435
1441

'I443
1444

1955

1957
1958

1959
i960

1961

2223

2227

2490

2491

2493

2495
2496

2509

2512

25H
2530

2531
2776

2778

2780

2782

2783
2790

2792

-f-50 2012

2013

2014

Gr.

8.3
6.7

5.3

8.8

7-2
7.0
8.9

5-5
8.4

6.0

9.0

8.3
8.8

6.0

8.8

8.0

8.8

8.4

8.8

6.6

6.2

7-7
4.8

8.6

6.0

8.0

9.1

9.0

9.1

8.0

5.8

7-3
50

6.5
8.0

8.4

5-1

8.1

7-2

8.5
8.4

8.9
6.5

An-
zahl

2
2

3
3

3
3
3
4
3
3

Bezeichnung Gr.

4-5101902 8.3

904 8.2
907 8.5

908 6.8

4-52 1784 4.5

787 7-0

788 7.3

886 6.0

887 9.4

895 9.0

896 8.9
898 5.0

900 9.2

901 9.2

903 7-5

905 7.8

907 8.3

+ 55 1597 8.8

599 9.0

600 8.8

601 9.0

602 8.5

603 5.0
615 9.0

-I-56 1667 6.0

677 7.0

679 9.4

681 9.2

682 8.0

683 7.0
+61 2136 6.5

2139 6-5

2140 8.8

2 141 8.0

2147 8.3

2148 7.8
2151 8.3

2155 7.8

2163 8.8

2166 7.6

2169 5.0

72 664 6.3

668 9.0

670 7.0

An-
zahl

3
3

4
4
4

3
3

4
2

2
2

2
2
2
2
2
2
2
2
2
2

° 675 8

677 8

678 5.

406 7

407 9.

408 9

409 9

■5 2

4
.2 4
■3 4

368

B^Ldlnang Gr. %

{-78° 410 9.0 4

4" 7-3 4

412 5.1 8

1-79 493 8-8

495 8.7

496 8.7

497 8.9 2

1-79° 498 5.5 2

499 9.0 2

504 9-0

507 9.1 2

508 7.8 2

510 8.5 2

511 6.3 2

Grösse 7.2

Anzahl 5

Grosse 7.8

Anzahl 9

Grosse 8.4

Anzahl 7

Grösse 9,0

Anzahl 2 1

chteten Stern
der DM.

Grösse 3.5 4.3 4.5

Anzahl 1 i 3

Grösse 5.0 5.1 5.5

Anzahl 623

Grösse 6.0 6.i 6.2

Anzahl 9 1 3

Grösse 6.6

Anzahl 3

6.7

7-3

9
7-9

h derGrÖS!

|.6 4.8 4.9

5-5 5-5

3 5

6.2 6.3

3 3

6.8 6.9

7-4 7-5

8.7
4
9-3

6.5

8.3
3-9

n Anzahl der Sleroe

HIB Millcl aus ibrcn Gtüsscd

log Ad Mitlei aus den I^gatithmen

2 4-5 9-5133 0.3 0.0414 0.138

Nr. n mo \agho S{n,s—«

5 3 7-7 8-5839 2.8

6" 6 7.7 8.5249 3.9

b*- 4 7.7 8.5183 0.9

7 13 7.7 8.4727 5.6

8 4 7.7 8.5143 0.9

9 12 7-9 8-3786 5.9

10 12 7.6 8.4535 "i-^

11 16 7.6 8.4789 15.0
'2 3 5-5 8-7918 —

13 5 4-7 9-3782 4-9

14 5 5.0 9-2913 3-3

15 3 6.7 8.8569 3.7

16 14 6.5 8.8806 18.5
'7 55-0 9-4676 3-3

18 10 6.6 9.2333 6.9

19 15 7.2 9.1160 13.1

20 18 7.8 8.7541 18,9

6 8.2 8.7618 4.0

6 7.8 8.5581 5.6

7 8.2 8.5054 5.2

8 7.6 8.8724 12.0
8 7.6 8.8564 12.0
8 7.6 8.9091 12,0

5 7.3 8.8827 6-4

6 7.3 8.8522 6.9
6 7.2 8.7477 7-1

8 7.6 8.8581 12.0
lo 7.6 8.7975 12.5

5 7.1 9-0507 4-4

6 7.4 8.9635 6.3
M 7.9 8.7126 13.2

9 7-3 8.8379 8.2

1) £log*lAo logp

I.I7I6 0.418

I.I958 321

0.4367 485

1.6768 299

6 7.3 8.7825 6.2

10 8.0 8.5774 11.7

6 7-3 8.7615 6.2

6 7.2 8.9759 5-7

6 7.2 8.9561 5.7

7 7.2 8.8856 7.0

0.5102

1.6322
4.6427
6.0571

..7871
0.965 1
1-0517

6-5317
1.0808
2-2493

4-4505 340
5.1026 270

1-3023 325
'■8706 335

2-'777
3-'5i4
2.1028

.7271

3.6051 300

3.6625 305

4.1509 346

2.2326 349

1.7176 249

1.8820 265

3-7524 m

4.5906 367

1.2928.-. 293,

1.8071.-. 287'

4.8100 364

1.8044 220

i8''52"3+32°44'

14 11.8+52 3

17 59-4+21 29

18 49-3+36 38
20 20.6+39 30

17 59-4+21 29
20 21.8+39 26

3 18.3+49 11
3 18.4+49 3
3 21.0+48 26
3 25.6+48 o
3 23.2+48 1
3 20.1+47 30
3 21.5+47 44
3 23.2+48 I

3 21.4+47 28

4 31.6+49 o

3 21.4+47 8

4 31.6+48 36

4 31.6+48 42

5 50.6+49 35
II 8.4+43 7

10 17.7+49 36

11 21.0+44 31

12 4.1+78 16
12 4.1+78 16

12 4.1 +78 16

13 29.2+50 6

15 29-5+52 35

15 29.5+52 35

12 4.1+78 16

16 22.6-1-49 20

13 30-8+56 10
13 30.8+56 10
13 30.8+56 10
13 30.8+56 10
15 39-5+52 36
■5 9.5+72 23
'5 39-5+52 36
15 9-5+72 23

18 18.4+49 30
18 18.4+49 30
18 18.4+49 30

37°

Nr.

42
44

47
48

49
50

51
52
53
54
55
56

57
58
59

60
61
62

63
64

7
II

7
o

2
6
2
2

5
6

4
7

6.8
7-2
7.9
7-9
7-4
7.6

7.6

7-4

7.4
8.4

8.4

8.1

7-3

7-9
7.8

7-5
7.0

7-9
7.6

6.9

(7-2

log ho E{m0 — m)

9.2178
8.8917
8.6103
8.6227

8.9517
8.7910

8-6554

8.7970

8.7923

8-5974
8.5652
8.6198
8.5616
8.8278
8.7427

8.7584

8.9629
9.1664
8.6603
8.9842

8.9751

3.1

10.4

8.0
11.6

74
94
94
5.8
10.6

8.5
10.7

16.5

5-1
10.5

II-5

459-7
12.0

20.4

18.8

18.0

7-9

Zlog^lho

0.9260

2.II33
2.7560

3.4042
1.5765

3.1 188
3.I05I

2.I82I

3-7667

3-8513
5-1386

6.5441

6.6127

1-6552

3.5786

4.2553

51.4015

3-8243
7.0668

6.6894

6.3989
1.9878

XogQ

0.299

203

344
294

213
332
330
376
355

453
480

396

401

325

341

370
0.3294

0.319

346

356

355
252

(Xo Ofi

i8V"5+4i''i7'

20 59.2+38 21

16 40.4+79 28
16 40.4+79 28

21 38.9+22 15
21 28.2+61 21

21 28.2+61 21

22 55.4+22 33
22 55.4+22 33

I 29.1+47 38

1 29.1+47 38

2 12.7+49 24

2 12.7+49 24
I 16.5+33 48
I 16.5+33 48

3 18.8+47 40

3 19.2+47 37
3 15.2+48 42

3 40.1 +62 46
5 8.8+33 29

4 56.9+73 49

8.7683)536.8 I
logQ

77.3687
0.3304

Unsicherheit der Quantitäten, welche sich zur Verbin-
dung zweier Reihen aus ihrer Vergleichung ergeben.

180

208

220

230

257

304

307

334

351

358

362

364

367

384

398

403

408

434

436

442

455

456

500

503

505

526

545

583

612

614

641

651

664

687

740

783

859

922

1572

im Mittel ± 439

Verbindung der Reihen zu Gruppen.

Gr. Reihe log ho

reducirt

-52° 1886

6.0 28 9.0941

9-0554

29 8.9875

0533

35 9-0175

0888

37 9-0276

0276

Mittel

9.0563 ± 163

1887

9.4 37 8.2816

8.2816

i«95

9-0 37 8.2757

8.2757

371

Gr. Reihe

log Ar,

reducirt

+ 52^

1896

8.9 28

8.2767

8.2380

2076

2734

2378

3091

3698

Mittel

8.2976 +419

1898

5.0 28

9.4690

94303

4488

5146

3484

4197

4058

Mittel

9.4426 ± 360

1900

9-2 37

8.1850

1901

9-2 37

8.1514

»903

7.5 28

8.7892

8.7505

6861

7519

7342

8055

7729

Mittel

8.7702 -H 190

1905

7.8 28

8.8235

8.7848

6781

7439

6510

7223

6792

Mittel

8.7325-+- 318

1907

8.3 28

8.6605

8.6218

4779

5437

4639

5352

6254

Mittel

8.5815 -H 421

Gr. Reihe

log ho

reducirt

4-55^

1597

8.8 33

8.1 102

8.2966

1599

9-0 34

8.1852

8.3364

1600

8.8 34

8.2770

8.4282

1601

9-0 34

8.4437

8.5949

1602

8-5 32

8.7634

8.9933

9765

9.1629

8612

9.0124

Mittel

9.0562 ±718

1603

5-0 32

9.8546

0.0845

9662

1526

9373

0885

Mittel

0.1085 ± 294

1615

9-0 34

8.1943

8.3455

+ 56°

1667

6.0 34

9-3316

9.4828

1677

7-0 32

8.8267

9.0566

372

Gr. Reihe logAfl reducirl

' 1677 7.0 33 8.8199 9.0063

34 8-9734 1246

35 9.0501 1214
Mittel 9-0772 ±458

167g 9.4 34 8.0852 8.2364

1681 9.2 34 8.1180 8-2692

1682 8.0 32 8-8491 9.0790

33 8004 8.9868

34 8623 9.0135

35 9109 8.9822
Mittel 9.0154 ±318

1683 7-0 32 8.9598 9-1897

33 8.9081 0945

34 9.0131 1643

35 9-1275
Mittel

9.1618 :

37-28 =

-387 ±526

37~ä9

-1-658 664

37-35

+ 713 503

35—34

-h 799 230

34-32

-1- 787 364

34—33

+ 352 859

in Einheiten der 4. Decin

Unve.

■bundene Reilii

!■

5 21/23 2;

Logarithmen mehrfach beobachteter

Sterne.
+ o — 99 28 Sterne

100—199 31

200—299 25

300—399 26

400—499 15

500—599 II

grösser 5

i Einheiten der 4. Decimale.

373
Ableitung des \og q aus den XV Gruppen.

fHo

log ^0

2^ (m — mo)

Slog^f'A

log 9

8.3

8.3000

6.2

2.I416

0.345

7-9

8.6177

9.6

3.4905

364

III

7-9

8.7427

10.5

3.5887

342

7.8

8.4267

17,1

4.8993

286

7-9

8.6620

10.7

4.4046

412

7.8

8.6888

7-3

2.3099

316

VII

8.3

8.6519

10.7

4.6701

436

VIU

9.2

8.1695

13-3

54036

406

8.2

8-5493

5.8

2.0033

345

X»

8.1

8.8007

14.4

5.6944

395

7-9

8.6103

10.4

3.1207

300

7.6

8.7910

3.II2O

331

XII

7-3

8.7825

6.2

2.1403

345

XII T

8.7

8.4091

8.0

3.0490

381

XIV

9.1

8.3941

8.4

3.0583

364

195

8.1
log 9 —

8.5731
0.3587

148.0

53.0863

Verzeichniss der Sterne aus den Gruppen, nachdem
diese auf eine mittlere Helligkeit gebracht sind, nach

der Grösse geordnet.

3.5 0.4083

4.5 9-7557
7436
8198

4.8 9.8493

4.9 9.9149
5.0 9.9234

5189

7504

5-1 9.5552

5457

5.3 9-8543
6816

5.5 9.1617
1941

7131
3123

5.8 9.6645

6.0 9.2672

6065

0,4083

9.7730
9.8493
9.9149

9-7309

9.5504
9.7680

9.3453
9.6645

6.0 9.2661

2618

2365
2977

1326

6.1 9.2874

6.2 9.4919

6.3 9.2057

1288

0597

6.4 9.2210

6.5 9.2352

9.3759

9.0957
9.1684

8.9966

9.0922

6.6 9.1301

1604

6.7 8.9881

9-2955
9.2874

9.4919

9-U14
9.2210

9.1607
9.H52

6.7 9.3477

6.8 9.1567

6.9 9.0651

7.0 8.8612

9.2347
8.8965

9.0703

8.8164

8.7730
8.8921
8.9767
8.9270
8.8444

7.1 8.9224

7.2 8.8585

8.7095
8.9194

9.0196

7-3 8.9255

9.0291

9.1679

9.1567
9.065 1

8.9292
8.9224

8.8767

374

7-3 8.9350

8.2

8.8333

8.9

8.3144

8.9761

8594

3604

9.0828

6295

2412

8.8696

8.3

8.5889

3739

8.8306

5311

1207

8.9067

8.9444

4479

q.o

8.2239

7.4 8.8792

4075

8.1061

9.0670

8.9731

6933

8.1553

7-5 9.0942

6191

8.3092

15.7619

4851

8.2636

8.9104

5884

7.9996

8.7741

5859

8,3500

8.8668

6578

8.2912

8.8465

8.8756

7073

8.1513

7.6 8.6537

4800

8.4098

8893

8.7715

8.4

8.6135

8. 1 604

7.7 8.6724

4607

8.3520

7572

8.7148

7152

8.3855

7.8 8.7413

4951

8.2871

8.7653

8.5

8.5026

8.3732

9.0268

4828

8.2813

8.8o88

5381

8.5115

8.9227

3334

9.1

8.31 14

8.8376

0546

3554

8.8269

8.8471

2622

1474

7.9 8.5180

8.5180

4514

9.2

8.5426

8.0 8.6860

5503

2129

6225

8711

3140

6932

5589

3610

6327

8.6

8.5455

3355

4368

5212

0841

8846

5384

2277

8893

8.7

8.3335

2613

7446

3811

1834

8303

5966

9.3

7.9775

6391

8.8

8.4733

8.0661

6502

. 2648

9.4

7.9949

5929

5497

8.2452

8.1 8.7599

5347

7.8432

6866

5572

8.0807

7936

1804

8.0513

5304

2431

9-5

8.1499

2^.2 8.5231

2309

1802

5640

1782

7507

355Ö

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375
Mittel.

Gr.

logÄ

Gr.

logÄ

Gr.

logÄ

Gr.

logÄ

3.5

0.4083

6.3

9-1314

7-5

8.8756

ß-7

8.437 *

4.5

9-7730

2210

7715

3568

8493

1607

7148

2821

9149

1452

8471

9.0

8.2712

5-0

9-7309

1679

5180

2714

5504

1567

8.0

8.6918

2803

7680

0651

6926

0218

3453

7.0

8.9292

6933

0431

6645

9224

5660

1650

6.0

9-2955

8767

5686

•

2874

9444

4605

4919

9731

5350

Die Photometerbeobachtungen zur Bestimmung der Hellig-
keit der Grössenklassen der Durchmusterung, welche mir vor
zwei Jahren von der Astronomischen Gesellschaft übertragen
wurden und über deren Fortgang bis jetzt ich einen kurzen
Bericht erstatten möchte, habe ich nicht so weit fördern können,
als ich bei Uebernahme der Arbeit gehofft hatte. Die Ursache
liegt in den ungünstigen Witterungsverhältnissen der beiden
Jahre. Ich erhielt das Fernrohr im April 1885 und ging so-
fort an die Herstellung des Ortes, wo ich das Fernrohr aufzu-
stellen gedachte. Die baulichen Veränderungen waren bis Ende
Juli vollendet und die Aufstellung des Fernrohrs war auch bald
bewirkt, bis auf die genaue Orientirung. Diese konnte ich
nicht sofort vornehmen, weil ich die Ocularröhre, welche Herr
Wanschaff zur Herstellung des Photometers gebrauchte, hatte
nach Berlin senden müssen. Ich erhielt sie mit dem Photo-
meter erst Ende September zurück, und gleich nach dem Em-
pfang derselben begann eine Periode trüben Wetters, welche
mit wenigen Unterbrechungen den ganzen Winter über dauerte.
Auch musste ich, ehe ich den Apparat gebrauchen konnte,
noch einige Vorkehrungen durch einen hiesigen Mechaniker
treffen lassen. Es mussten Gegengewichte für das Photometer
angefertigt und an dem Fernrohr angebracht werden; es musste
an dem Photometer selbst eine Veränderung vorgenommen
werden, und es beschäftigte mich einige Zeit, wie dieselbe am
einfachsten und besten hergestellt würde. Die Stange näm-
lich, welche das Gegengewicht für die Lampen Vorrichtung am
Photometer trägt, konnte nicht bei der Klemme für den De-
clinationskreis vorübergeführt werden. Diese Einrichtung des
Femrohrs verhindert auch nebenbei, das Instrument in beiden
Lagen, Axe vorauf und Axe folgt, ^u gebrauchen. Ich

Vicrteljahrtschr. d. Astronom. Gesellschaft a2. 2^

y:-

376

kann nur bei Axe vorauf beobachten; die Lampe befindet
sich dabei nahe dem linken Auge, dem, mit welchem ich beob-
achte. Anfangs fiel das Licht der Lampe durch den durch-
brochenen Theil des Cylinders (Schornsteins) in sehr störender
Weise in das Auge, und es dauerte einige Zeit, bis ich dem
Uebelstande abgeholfen hatte, ohne den Luftzug im Cylinder
zu schwächen. — Den erwähnten Uebelstand, der durch die
Klenune herbeigeführt wird, beseitigte ich dadurch, dass ich
die gerade Stange am Photometer durch eine gekröpfte er-
setzen Hess, so dass die Kröpfung über die Klemme fortgeht.
Eine schädliche und wesentliche Veränderung ist dadurch für
das Photometer nicht entstanden; wenn ich es abgebe, wird
die gerade Stange wieder an die Stelle der gekröpften gesetzt,
und es ist dann wie früher. — Es wurde April 1886, ehe ich
ernstlich an die Orientirung des Fernrohrs gehen und die dazu
nöthigen Beobachtungen anstellen konnte, und dieselben nahmen
mehr Zeit in Anspruch, weil ich nicht unnöthiger Weise die
Hülfe eines Mechanikers in Anspruch nehmen wollte, weil
meine Hülfsmittel nicht so ausgiebig sind als die einer geord-
neten Sternwarte. Als ich nun endlich an die Benutzung des
Fernrohrs gehen konnte, kostete es einige Zeit, bis ich das
Femrohr und seine Eigenthümlichkeiten kennen gelernt hatte.
Ganz besonders musste ich erst die Stellung des Farbenkreises
ermitteln und durch Versuche die Auswahl unter den Oeff-
nungen im Diaphragma vor dem Photometer treffen, welche
sich am besten für den Gebrauch eignete. Vor allem aber
musste ich mich an das directe Sehen gewöhnen, weil ich bis-
her mit einem Reflexionsprisma beobachtet hatte. Ich fand
dabei mehr Schwierigkeiten, als ich erwartet hatte, und die
Ursache davon liegt in der Haltung des Kopfes und auch des
ganzen Körpers, die oft ermüdend sind. Die Anstrengung, die
man nöthig hat, das Auge in unveränderter Stellung am Ocular
zu halten, erschwert die Beobachtung. Mit der mir gestellten
eigentlichen Aufgabe hatte ich zunächst noch eine andere zu
verbinden. Ich musste mich überzeugen, ob ich mit dem
neuen Instrumente ebenso beobachtete wie mit meinem früheren,
und ob ich die Lichtverhältnisse ebenso darstellte wie Andere.
Zu der letzten Untersuchung boten sich mir die Beobachtungen
Rosen's dar; ich nahm mir vor, eine grössere Anzahl von seinen
Reihen auch zu beobachten, und habe mein Vorhaben ausge-
führt, nur noch nicht in genügender Weise, eben wieder weil
das Wetter mir die Gelegenheit nicht bot. Der Sommer und
Spätsommer 1 886 waren Photometerbeobachtungen wenig günstig.
Ganz auffallend, und zwar in recht ärgerlicher Weise war der
Umstand, dass so vielfach die klaren Abende auch helle Mond-

377

Scheinabende waren. Ich habe an andrer Stelle behauptet,
dass das Beobachten am Photometer bei Mondlicht sicherer
und günstiger ist, und halte diese Meinung auch noch aufrecht.
Aber die schwachen Sterne 9 bis 9.5 Gr. werden schnell aus-
gelöscht, wenn der Himmel hell ist. Am Ende des Jahres 1886
und am Anfang des jetzigen trat eine Aenderung ein, die ich
mit Freuden begrüsste, und die meine Hoffnungen belebte.
Ich konnte erwarten, dass ich bis zu der jetzigen Versamm-
lung die Zahl meiner Beobachtungen bis über 1000 bringen
würde. Da war es im Mai plötzlich wieder gründlich vorbei,
und in einer höchst auffallenden Weise. Wir haben selten
einen so schönen Sommer als den jetzigen, und selten so un-
ausgesetzt vollen Sonnenschein, und dabei waren die Abende
entweder ganz trübe oder doch sehr ungünstig. Die Nebel
und Dunsterscheinungen in diesem Frühjahr bilden eine höchst
merkwürdige Erscheinung. Ich kann es nicht unterlassen, hier
eine Bemerkung beizufügen, freilich ohne näher auf dieselbe
einzugehen; man wird mir vielleicht nicht Glauben schenken.
Es ist seit einigen Jahren eine Veränderung mit unserer Atmo-
sphäre vor sich gegangen, die näher zu kennen wohl interessant
wäre. An eine Beimischung fremder, kosmischer Materie glaube
ich nicht, aber allerdings hat die Luft das Ansehen einer sol-
chen, und zwar bis in ihre untersten Schichten hinab. Ich bin
vielmehr der Meinung, dass eine Spannung vorhanden ist, die
durch eine fortwährende Ausgleichung sehr verschiedener
Temperaturen an der Oberfläche der Erde und in höheren
Luftschichten hervorgerufen wird.

Ich bin in der Darlegung dieser Verhältnisse etwas sehr
ausführlich gewesen, um mich darüber zu rechtfertigen, dass
ich keine grössere Anzahl von Beobachtungen vorzulegen habe.
Ich bestreite nicht, dass ich in der Auswahl der Abende viel-
leicht etwas ängstlich vorsichtig gewesen bin. Aber der Um-
stand, dass meine Helligkeitsbestimmungen so sehr verschieden
sind von denen Pickering's, ohne dass ich bisher einen Grund
dafür finden konnte, machen mich ängstlich, und ich vermeide
in der That gern, nicht ganz zuverlässige Beobachtungen zu-
sammenzubringen. Ich glaube nicht, dass ich durch körper-
liche Indisposition oder durch Umstände, die ich hätte ver-
meiden können, in den letzten beiden Jahren etwa 20 Abende
verloren habe.

Das Fernrohr, welches die Wiener Sternwarte für die Aus-
führung der von mir übernommenen Arbeit zur Verfügung
gestellt hat, ist ein ausgezeichnetes, lichtstarkes Instrument,
und gibt sehr klare und bestimmte Bilder. Das Stativ ist
von einer musterhaften Einrichtung und grosser Stabilität. Das

25*

378

zum Treiben des Femrohrs vorhandene Uhrwerk gebrauche

ich nicht; es scheint aber viel besser zu wirken als das Uhr-
werk am Bonner Heliometer. Das Photometer, welches Herr
Wanschaff in Berlin geliefert hat, ist ein sehr soi^älüg ge-
arbeitetes, vortrefTliches Instrument. Ks gibt sehr schöne, exacte,
den wirklichen Sternen ähnUche Bilder; der Unterschied in
beiden (das plane tenartige Aussehen der künsthchen und die
Ruhe derselben) ist freilich immer noch auffallend. £s hat
nur leider zwei Nachtheite, die freilich wohl unvermeidlich sind.
Der eine ist der, dass das Gesichtsfeld sehr verkleinert ist;
der Durchmesser desselben ist etwa '/j°. Ein so kleines Ge-
sichtsfeld ist für Photo meterbeobachtungen in der That ein
Ucbelstand, sowohl für die Schnelligkeit der Beobachtungen,
als für die Sicherheit derselben, Musa man jeden Stern mit
Hülfe der Kreise aufsuchen und einstellen, so geht viel Zeit
verloren, das Auge ist vielen schädlichen Lichteinfliissen aus-
gesetzt, und die Aufmerksamkeit leidet unter der Zerstreuung.
Ich habe mir dadurch geholfen, dass ich von der Gegend, in der
ich beobachten will, genaue SpecJalkärtchen (Copien der Bonner
Karten) entwerfe und dann die zu beobachtenden Sterne mög-
lichst nahe auf demselben Parallel aussuche. Von wirklichem
Nachtheii aber ist es, dass das Photometer viel Licht fortnimmt.
Die Sterne 9.2 bis 9.5 Gr. sind nur bei guter Luft zu beob-
achten. In sehr auffallender Weise zeigt sich mir bei diesem
Photometer der von Andern vielfach beobachtete und schon
alibekannte Umstand, dass ein Stern heller erscheint, wenn
man ihn über den künstlichen, schwächer, wenn man ihn unter
denselben stellt. Ich glaube zwar, dass der Vorgang rein
physiologischer Natur ist und dass der Apparat keinen Antheil
an der Erscheinung hat, wollte dieselbe aber hier erwähnen,
weil sie mir sonst nicht so mit Entschiedenheit entgegenge-
treten ist.

In der Herstellung und Einrichtung des Beobachtungs-
raumes musstc ich mich darauf beschränken, dass die Be-
dingungen erfüllt würden, welche zur Ausführung der Beob-
achtung nothwendig sind. Ich durfte den Dachstuhl nicht zu
sehr verändern, da die Benutzung des Raumes ja nur vorüber-
gehend ist, ferner musste ich zu grosse Kosten vermeiden, und
endlich sind die Bauleute für solche wenig lohnende, aber viel
Mühe machende Arbeiten schwer zu gewinnen. Ich liess auf
dem Dache meines Hauses eine raansardenartige Kammet her-
richten, deren Aussenwand einen Ausschnitt von 2.5 Meter
Breite und i Meter Höhe hat. Dieser Ausschnitt wird durch
vier Klappen geschlossen, welche jede einzeln, aber auch alle
zugleich geöffnet werden können und dann einen ganz freien,

379

durch keine Leisten unterbrochenen Raum bieten. Der Aus-
schnitt an der Himmelskugel, welcher durch die Projection
dieser OefFnung begrenzt wird, ist in der Lage des Femrohrs
Axe voran bezeichnet durch die vier Eckpunkte / = 5^0"
d=H-i7°i5', /=6^28"'d = + 4?o, /= i2*'o°*d-f-55?o, / =
1 2^0™ d H- 93?o (/ = Stundenwinkel). Dabei kommt die vierte
Klappe nicht zur Benutzung, und wenn ich in der Lage des
Femrohrs Axe folgt beobachten könnte, würde ich einen
noch grösseren Raum haben. Da ich das nicht kann, so würde
ich das Femrohr noch etwas nach der Seite setzen können
und einen grösseren Raum nach dem Aequator zu gewinnen.
Einstweilen werde ich das Fernrohr stehen lassen, wie es steht.
Die Aufsteilung des Femrohrs, welches etwa 7 Centner schwer
ist, ist stabil genug, da ich keine Positionsbeobachtungen zu
machen habe. Eine Constmction einer besonderen Unterlage
war überflüssig; das Fernrohr hat bis jetzt seine Stellung be-
halten. Ich halte den Ausschnitt am Himmel, den ich auf
solche Weise für die Beobachtungen erlangt habe, für genügend,
und die Beschränkung, die mir die Aufstellung auferlegt, hat
das Gute, dass ich dadurch vor Allotriis bewahrt bleibe. Aber
dennoch ist mir die Beschränkung recht lästig und hat meine
Entsagung schon öfter auf eine harte Probe gestellt. Ich habe
nichts vom Andromedanebel, nichts von den neuen veränder-
lichen Sternen im Orion zu sehen bekommen. Den Stunden-
winkel, dessen ich für die Ermittelung der Extinction bedarf,
lese ich nicht am Stundenkreise ab, sondern ziehe es vor, ihn
aus der Zeit und AR zu berechnen. Die Zeit der Beobach-
tung erhalte ich durch eine Pendeluhr, die Secunden schlägt,
und die ich mir vor vielen langen Jahren für astronomische
Beobachtungen habe anfertigen lassen. Ich habe dieselbe nach
Stemzeit regulirt und kann für meine Zwecke mit ihrem Gang
zufrieden sein. Den genauen Stand der Uhr erhalte ich, wenn
er mir zu wissen nöthig scheint, durch Beobachtung von Sonnen-
höhen vermittelst eines Universal -Instmmentes von Pistor &
Martins, das ich besitze; die Tafeln „zur Bestimmung der Zeit"
in Bremiker's fünfstelligen Logarithmentafeln haben mir dabei
gute Dienste geleistet.

In betreff der Ausführung der Beobachtungen habe ich die
Methode, die ich früher angenommen hatte, beibehalten. Jede
vollständige Beobachtung (und unvollständige seh Hesse ich aus)
besteht aus vier Einstellungen, je zwei auf verschiedenen Seiten
des Nullpunktes des Intensitätskreises. Ich pflege dabei den
Declinationskreis festzuklemmen, wenn ich den zu vergleichenden
Stern mit dem künstlichen in Berühmng gebracht habe, und
lasse die Bewegung um den Stundenkreis frei, sie zum Hin-

und Herstellen der zu beobachtenden Sterne benutzend. Da
der Parallel stets sehr schräg gegen den Horizont liegt, geht
diese Bewegung von rechts unten nach links oben und umge-
kehrt. Ich stelle dabei den wirklichen Stern so neben den
künstlichen, dass beide Bilder über einander weggehen, wenn
man das Fernrohr bewegt. Ganz schwache Sterne, oder solche,
deren Beobachtung durch die Nähe anderer Sterne erschwert
ist, habe ich wohl in die Mitte der beiden künstlichen Sterne
gestellt, aber ich benutze nur den rechts stehenden künstlichen
Stern (das von der Vorderseite des Spiegels reflectirte Bild)
zur Vergleichung. Die richtige Einstellung des Oculars auf
die künstlichen Sterne Ist leicht zu finden, und ist sie ge-
schehen und nimmt das Auge die richtige Lage ein, so kann
ich nicht über den Umstand, dass die künstlichen Sterne unter
veränderter Helligkeit erscheinen, klagen. Den Apparat auf
das Objecliv einzustellen, benutze ich vielfach Doppelsleme
und controlire die Einstellung, so oft ich kann. Ich habe Ur-
sache, in dieser Beziehung besonders vorsichtig zu sein, da das
Photometer durch seine Schwere leicht die Ocularröhre aus-
zieht. Wie früher verbinde ich mehrere Sterne zu einer Reihe;
etwa 15 bis 16 lassen sich gut innerhalb zwei Stunden beob-
achten und das Auge ermüdet dabei nicht. Leichter ermüdet
der Körper, und eine Ungleichmässigkeit in der Beobachtung
der Sterne führe ich auf diesen Umstand der Ermüdung oder
Abspannung zurück. Diese Ungleichmiissigkeit, die bei dem
Beobachten selbst sofort auffallt, besteht darin, dass etwa bei
einem Stern sich etwas abweichende Ablesungen des Intensi-
Üitskreises zeigen. In der Auswahl der Sterne, die bei meinen
jetzigen Beobachtungen eine Vorbereitung verlangt, nehme ich
die Helligkeiten möglichst verschieden und wechsele dann beim
Beobachten gern mit helleren und schwächeren. In der Wahl
der Sterne nach der unteren Grenze hin gehe ich so weit ich
kann und es der Luftzustand erlaubt, dagegen habe ich die
Grenze für die helleren Sterne bedeutend ausgedehnt; ich
nehme gern Sterne 4'" Gr. in die Reihe auf. Befinden sich
im Bereich der Gruppe Sterne, die von Pickering beobachtet
sind, so ziehe ich sie mit zu der Reihe hinzu, — Ich habe
jede Reihe in derselben Zusammensetzung an zwei Abenden
beobachten wollen, und das habe ich auch in sehr vielen Fällen
ausführen können. Einige Reihen habe ich öfter beobachtet,
wenn besondere Gründe mich dazu veranlassten. Eine Ver-
bindung zwischen verschiedenen Reihen, von entfernten Grup-
pen, habe ich dadurch herbeifuhren wollen, dass ich einige
Sterne aus der einen Reihe in die andere Reihe aufnahm.
Das ist mir leider bisher noch wenig geglückt; die Beobach-

38 1

tungen wurden oft wochenlang unterbrochen, und wenn sie
wieder aufgenommen werden konnten, war die zuletzt beob-
achtete Gruppe schon zu tief an den Horizont gerückt. Für
die Verbindung entfernter Reihen unter einander, oder wenig-
stens um eine Correction der Intensitätslogarithmen zu finden,
durch welche die Helligkeit der Lampen auf eine mittlere all-
gemeine reducirt wird, ergibt sich neuerdings ein vortreffliches
Mittel, welches ich gewiss benutzen werde, wenn es mir ge-
stattet ist die Beobachtungen fortzusetzen. In Nr. 2783 der
Astr. Nachr. hat Ceraski die Helligkeiten von 58 Circumpolar-
stemen veröffentlicht, und deren Helligkeiten haben durch eine
fernere Veröffentlichung von Pickering in Nr. 2793 der Astr.
Nachr. eine solche Bestätigung erfahren, dass man ihnen un-
bedingt vertrauen und die Sterne als Fundamentalsterne be-
nutzen kann. — Die Beobachtungen müssen zunächst von dem
Einfluss der Extinction befreit werden, und um das thun zu
können bedarf man der Zenithdistanz der Beobachtung. (Bei
dem Ausfeld'schen Photometer erhält man sie durch Ablesen
des Höhenkreises.) Ich habe mir zu dem Zwecke eine Tafel
mit doppeltem Eingang berechnet mit dem Stundenwinkel und
der Declination als Argumenten und der Zenithdistanz als Tafel-
werth. Die Tafel mit doppeltem Eingang ist etwas unbequem,
aber ich glaubte, sie doch lieber anwenden zu sollen, als das
graphische Verfahren, dessen sich Pickering bedient hat. Wie
ich die Zeit erhalte, um den Stundenwinkel zu finden, habe
ich schon erwähnt. Dann habe ich mir eine zweite Tafel be-
rechnet, welche mit der Zenithdistanz als Argument die Cor-
rection ^ log h wegen der Extinction als Tafelwerth ergibt.
Ich habe diese Correction nach der Formel

A log h = (sec z — 1) log '/y
berechnet und für log '/v den mittleren Werth genommen,
den ich aus meinen Beobachtungen für Bonn abgeleitet und
bekannt gemacht habe.

Ich habe schon oben erwähnt, dass mir der Umstand, dass
die Helligkeiten Pickering's und meine so sehr von einander
verschieden sind, mich noch immer quält und eine Quelle
von Aengstlichkeit ist, welche das Beobachten beeinträchtigt.
Es fehlt mir noch jede Erklärung des Umstandes und ich
habe noch keine Vermuthung, ob der Grund davon in den
Apparaten oder in den Augen der Beobachter liegt. Ich habe
deshalb bei meinen jetzigen Beobachtungen auf die Frage, ob
in der Schätzung der Helligkeit eine subjective Auflfassung
meinerseits vorkommen könne, ganz besondere Sorgfalt ver-
wendet, und ich habe die gewisse Ueberzeugung erhalten, dass
ich mich frei von solcher glauben kann. Herr Pickering hat

sich erboten, die Sterne, welche ich beobachten würde (ent-
weder alle oder eine Reihe) nachzu beobachten, und ich werde
ihm das Verzeichniss meiner Steme schicken, sobald ich eine
genügende Zahl zusammengebracht habe.

Die Anzahl der Beobachtungen, welche ich bisher erhalten
habe, ist 485 und erstreckt sich auf 255 Steme, welche in
59 Reihen beobachtet sind (dazu kommen noch 68 Beob-
achtungen in 5 Reihen), Das Verzeichniss der Steme, welches
ich auf Seite 366 ff. gebe, enthält nur die Bezeichnung in dem
Catalog der Bonner Durchmusterung unter Vorsetzung des
Grades der Declination. Die zweite Spalte enthäh die Grössen-
angaben der Durchmusterung, die dritte die Zahl, wie oft ich
den Stern beobachtet habe. Wie sich in dem Verzeichniss
zeigt, sind die meisten Sterne aus der Declination zwischen
-1-46° und + 50°, was darin seinen Grund hat, dass ich als
mein nächstes Ziel die Herstellung eines Gürtels von Sternen,
deren Helligkeit gegen einander bestimmt ist, betrachtete. Ich
beabsichtigte, diesen Gürtel, an den ich die übrigen Sterne
anschliessen konnte, in der Nähe der Decl. ■+■ 50° zu nehmen.
Ich füge diesen Bezeichnungen der Steme keine Intensitäts-
logarithmen bei, um nicht die ialschliche Annahme zu veran-
lassen, als sei in dem Verzeichniss ein Catalog von sicher
bestimmten und mit einander verbundenen Helligkeiten ge-
geben. Bei dem Material, weiches mir vorliegt, ist, wie schon
gesagt, eine feste sichere Verbindung der Reihen noch nicht
möglich gewesen. Ich füge auf Seite 368 eine VcrtheÜung der
Sterne nach ihren G rosse nklassen bei.

Da die Reihen noch nicht fest mit einander verbunden
«iind, so ist das vorhandene Material auch noch nicht geeignet,
es zu Ableitungen zu benutzen und Schlüsse daraus zu ziehen.
Allein, wenn man auch noch kein deHnitives Resultat erwarten
kann, so lassen sich doch Versuche nach einzelnen Richtungen
hin machen, und ich habe deshalb auch einige Rechnungen
ausgeführt und Reductionen vorgenommen, von denen ich jetzt
berichten muss.

Das Nächste, was ja auch jedenfalls sofort geschehen konnte
und musste, war, diejenigen Reihen, welche Sterne gemeinschaft*
lieh haben, mit einander und zu Gruppen zu verbinden. Gelegen-
heit dazu gab sich vielfach; von dt-n 59 Reihen bleiben nur 10
unverbumlen, die übrigen lassen sich zu 1 5 Gruppen zusammen-
fassen. Das Verfahren ist dasselbe, welches ich früher ange-
wendet habe und als bekannt voraussetzen kann. Als ein
Beispiel habe ich die Gruppen X^ und X'' auf Seite 370 ff. auf-
geführt. Die Quantitäten, durch welche die Reihen verbunden
werden, hier aufzuführen, halle ich noch für unnöthig, wohl

383

aber hat es jetzt schon Interesse, zu wissen, wie genau sich
diese Quantitäten ergeben. Ich habe deshalb die Unsicherheit
in denselben in dem Verzeichnisse auf Seite 372 gegeben. Ich
glaube, dass ich mit der Genauigkeit wohl zufrieden sein kann.
Die Intensitätslogarithmen einer Gruppe beziehen sich nun auf
dieselbe Helligkeit der Lampe, die verschiedenen Gruppen
aber nicht. Aus den Logarithmen von mehrfach in einer Gruppe
vorkommenden Sternen habe . ich wie früher das Mittel ge-
nommen und die Abweichung dieses Mittels von den einzelnen
Logarithmen als Fehler derselben ermittelt. Diese Fehler habe
ich ebenfalls in dem Schema auf Seite 372 gegeben; im Mittel
wird der Fehler sich etwa gleich db 0.0240 herausstellen. Dieser
Fehler ist noch etwas grösser, als ich ihn bei früheren ähn-
lichen Ermittelungen gefunden habe, ist aber doch für die
ersten Arbeiten mit dem Fernrohr nicht zu gross. Den Fehler
einer einzelnen Beobachtung aus vier Einstellungen habe ich
bisher nicht untersucht. Ich hätte dazu eine Auswahl unter
den Beobachtungen treffen müssen und glaubte, dass dadurch
das Ansehen des Resultates leiden würde.

Als Beispiel des Zusammenfassens von Reihen zu Gruppen
habe ich absichtlich die beiden Gruppen X^ und X^ gewählt,
weil dabei ein Umstand zu Tage tritt, der mir sehr der Be-
achtung werth erscheint. Ich hatte die Gruppen mit einander
zu verbinden gesucht dadurch, dass ich die Sterne -|- 56° 1677,
1682, 1683 in den Reihen 34 und 35 beobachtete. Die Ver-
bindung der Reihen 34 und 35 durch diese drei Sterne,
nämlich 35 — 34 = + 0.0799 ± 230 ist so gut, dass ich ganz
sicher glaubte, eine Verbindung der Gruppen darin erreicht
zu haben. Vergleicht man nun aber die Intensitätslogarithmen
mit den Sterngrössen , so zeigt es sich, dass beide Gruppen
ganz verschiedener Natur sind. Die Helligkeit der Sterne in
X* ist beträchtlich grösser als in X*' (ebenso ergeben sich
auch die \og q in beiden verschieden; in X^ = 0.395, i^ ^^
= 0.300).

Sodann sollte sich der log q, das Verhäitniss der Helligkeiten
zweier auf einander folgenden Grössenklassen, eigentlich (und
zwar schon in grosser Annäherung) aus jeder einzelnen Reihe ab-
leiten lassen, wenn die Beobachtungen zuverlässig und Sterne von
möglichst verschiedener Helligkeit mit einander verbunden sind,
und wenn die Grössenbestimraungen der Durchmusterung wirk-
lich genau sind. Bei meinen ersten Photometerbeobachtungen,
wo ich die Grössenbestimmungen der Uranometrie zu benutzen
hatte, welche ich für schon sehr sicher hielt, hatte ich das
gleiche Verfahren angewendet und war dabei manchmal ge-
radezu zur Verzweiflung getrieben. Ich hielt nun aber die

Grösüenbestimmungen dur Durchmusterung aus nahe üeg^endeii
Gründen für entschieden sicherer als die der Uranometrie, und
trotz diir Warnung, die ich erhalten hatte, erneuerte ich den
Versuch.

Sind in einer Reihe n Sterne von der Grösse m mit ein-
ander verbunden und sind die zugehörigen Intensitatslogarithmen

£m
log k, nennt man ^= ni„ die mittlere Grösse der Reihe,

so kommt derselben der mittlere Inlensitätslogarithmus log Ao =
Z\o"h

zu, Ist dann die Gleichung zwischen den Grössen-

klassen und ihren Helligkeiten linear, su bekommt man

Diese Ableitung habe ich nun zunächst auch für jede Reihe
einzeln gemacht, wenn sie sich dazu eignete. Da die Differenz
log k — log ho unabhilngig ist von der Helligkeit der Lampe,
HO kann man die Z {ruo — m) der verschiedenen Reihen und
ebenso die £ {log k — log h^ zusammenfassen und addifen, und
erst aus der sich so ergebenden Gesaramtsumrae log p ableiten.
Das Ergebnis» dieser Rechnung habe ich in dem Schema auf
Seite 368 ff. zusammengestellt; der aus allen Reihen zusammen
folgende log p ist ^= 0,3304 , das ist beträchtlich kleiner als
der Werth, der gemeiniglich angenommen wird, nämlich
log p;^ 0.360 bis 0.400, Zugleich zeigt ein Ueberblick über
die einzelnen Wcrthe von log p, dass sie sehr bedeutend unter
einander abweichen.

Wie mit den einzelnen Reihen kann man nun auch mit
den Gruppen verfahren, zu welchen die Reihen verbünden
sind, und die Ableitung des Coefficicnten aus diesen Gruppen
ist zuverlässiger. Erstens sind die einzelnen log h der Sterne
sicherer, weil sie vielfach das Mittel aus mehreren Beobachtungen
sind; dann sind in einer Gruppe mehr Sterne mit einander
verbunden, als in einer Reihe, Es sind 15 Gruppen mit zu-
sammen ig5 Sternen, welche zu dieser Ableitung zu Gebote
stehen. Das Ergebniss habe ich in dem Schema auf Seite 373
zusammengestellt; der resultirende log 9^=0.3587 ist zuver-
lässiger und dem gebräuchlichen näher; auch ist die Abweichung
der log p aus den einzelnen Gruppen von diesem Werth ge-
ringer.

Zuletzt habe ich dann noch einen Versuch ausgeführt, mehr
um mein Interesse zu befriedigen, als. weil ich glaubte, dadurch
ein Resultat zu erzielen; ich glaube aber doch, das Ergebniss

385

dieser Rechnung hier mittheilen zu sollen. Wie man aus dem
Schema auf Seite 368 ff. und dem auf Seite 373 sieht, sind die m^,
die mittleren Grössenklassen sowohl der Reihen als auch der
Gruppen, nahezu dieselben. Ist nun log ^ nahezu bekannt
(ein genäherter Werth genügt), so kann man mit einem will-
kürlich angenommenen logÄ für eine bestimmte Grössenklasse
eine Scala berechnen. Man wird dabei m und log h so an-
nehmen, dass sie sich den m^ und log ho möglichst anschliessen.
Ich habe log ^ = 0.355 und log h = 8.65 11 f ür /w = 8.0 ge-
nommen. Entnimmt man nun für jedes OTq aus den Reihen
oder den Gruppen den entsprechenden log h aus der Scala,
so ergibt sich aus der Vergleichung desselben mit dem Werthe
log^o eine Correction aller Logarithmen der Reihen oder
Gruppen, durch welche diese sämmtlich auf eine mittlere
Helligkeit der Lampe reducirt werden, nämlich auf die der
Scala zu Grunde liegende Helligkeit. Gegen diese Annahme
ist wenig einzuwenden, aber sie beruht auf der Voraussetzung,
dass einem Stern einer bestimmten Grössenklasse überall am
Himmel dieselbe Helligkeit zukomme, und das ist ein Um-
stand, der erst durch die mir übertragene Arbeit nachgewiesen
werden soll. Allein, wenn ich überlegte, wie die Schätzung
der Grösse durch die Beobachter geschehen ist, so glaubte
ich doch den Versuch machen zu können; ich setzte voraus,
dass die Beobachter etwa von einem Stern 7. Gr. eine be-
stimmte Vorstellung der Helligkeit hätten, und auf diese sich
ihre Schätzungen gründeten. Ich habe demnach die 195 Sterne
der 15 Gruppen auf diese mittlere Helligkeit nach der er-
wähnten Scala reducirt. Stellt man die Helligkeit nach der
Grössenklasse geordnet zusammen, so erhält man das Ver-
zeichniss auf Seite 373 f. Es geht aus demselben hervor, dass
Sterne gleicher Grösse sehr verschiedene Helligkeiten haben
können, und dieses Resultat ist nicht anzufechten. Ich habe dann
noch aus den Helligkeiten derselben Grössenklasse das Mittel
genommen, das Verzeichniss derselben auf Seite 375 wieder-
holt und dann mit Hülfe derselben die Curve gezeichnet, die
sich bei derselben Seite befindet, und die also die Licht-
zunahme in den verschiedenen (irössenklassen darstellt. Die
Curve ist offenbar, wenigstens zwischen den Grössen 6.0 und 9.5
eine gerade Linie, und die Gleichung zwischen Grössen und
Helligkeiten in der That linear. Diese Gleichung durch die
Methode der kleinsten Quadrate abzuleiten, ist das Material
nicht geeignet.

Zum Schlüsse meines Berichtes möchte ich nun als das
Resultat meiner bisherigen Beobachtungen die drei Behauptungen
aufstellen :

i) die Gleichung zwischen den Grössenk lassen der DM
zwischen 6.0 und g.5 ist linear

m — Mo = (log Äo — log A): log e;

2) der Coefficient !ogp ergibt sich nahezu ^ 0.360;

3) derselbe nimmt in verschiedenen Reihen sehr verschiedene
Werthe an. Auf das Letztere lege ich besonderen Wcrth,
ohne näher darauf einzugehen, weil das Material noch
zu gering ist, um einen sicheren Schluss darauTzu bauen.

Bonn, den 23. August 1887. Th. Wolff.

Rechnungs-Abschluss

für die Finanzperiode vom i. August 1885 bis 31. Juli 1887.

Einnahme :
Cassenbestand am [. August 1
Eintrittsgelder

Jahresbeiträge :

für 1884 . . . .

6724
360

95-75 J

525.00 I

1968.80 ■

.667.83

3114

15-00

Lebenslängliche Beiträge ....

Zinsen von Effecten

Zinsen aus Einlagen bei der Leipziger Bank , I

Erlös aus verkauften Publicationen abzüglich der
Unkosten des buchhiindleriscbon Vertriebs

Dividende aus Feuerversicherungs- Prämien pro
1885 und 1886

Für Bibliothekzwecke von Herrn L. Hildcs-
heimer in Odessa überwiesen

Zurückerstattete Auslagen für die Stereotyp-
platten zu den Cordoba-Zonen ....

Verkaufte M. 7500 Berlin- Potsdam-Magdebur-
ger Prioritäts-Obligationen Lit. D. E,

Courswerth abzüglich Unkost. M. 7603.60
zu vergütende Stfickzinsen . ■■ 57-20

Ucb ertrag .

4303
1735
4918
216

52
25

2208

163

7546

28212

38?

Einnahme:

Uebertrag .
Coursgewinn bei Completining des Depots wegen
Ausloosung von M. 300 3^/2 °/o Bergisch-
Märkische Prioritäts- Obligation III. Serie

Lit. C

Verkaufte M. 300 4 °/o Leipzig -Dresdener
Prioritäts-Obligation ä 101.75

Courswerth abzüglich Unkosten M. 303.95
vergütete Stückzinsen ...» 4.60

Verkaufte M. 9900 4°/o Berlin-Anhalter Priori-
täts-Obligationen i 102.10

Courswerth abzügl. Unkost. M. 10089.05
zu vergütende Stückzinsen . » 44.00

e/m

28212

«7

308

10045

38572

Ausgabe :
Ankauf von M. 1 1 700 4 °/o Stockholmer Stadt-

anleihe de 1885
M. 3600 d 97.75 .

» 1350 » lOI.IO .

» 4500 » 100.75 .

» 2250 » 100.80 .
Unkosten ....
Vergütete Stückzinsen

Ankauf von M. 10500 yjz °/«
Staatsanleihe de 1886
M. loooo ä 95.90
» 500 k 96.00
Unkosten

M. 3519.00
» 1364.85

» 4533-75
» 2268.00

» 21.60

» 183.25

Schwedischer

M. 9590.00
» 480.00

^ 19-55

M. 10089.55

Vergütung für fehlende
Coupons »

10.15

Coursverlust bei Completirung eines Depots
wegen Ausloosung von M. 600 Berlin-Pots-
dam-Magdeburger Prioritäts-Obligationen .

Für die Aufbewahrung von Werthpapieren .

Wechselstempel und Coursverluste bei Ein-
zahlungen

Uebertrag .

1 1890

10079

15
68

22057

65
06

388

Ausgabe :

Uebertrag .

Kosten des Drucks und der directen Ver-
sendung der Gesellschafts-Pubiicationeii und
Circulare

Honorare für Beiträge und Hülf 3 arbeiten für
die Vierteijahrsschrift

Verwaltung des Bonner Depots einschliesslich
Feuerversicherung

liibliothek und Archiv:

Sachliche Ausgaben

Feuerversicherung

Porto

Bureaubedürfnisse

AnschaiTung eines Photomcters von Wanschaff

Insertionsgebühren

Eintragung in das Genosse nschaitsregister

Unkosten der Versammlungen

HülfsleiBtungcn M. 14-70

Drucksachen » 92-97

Sonstiges n 6.20

Cassenbestand am 31. Juli 1887 ....

\ 3948

597

415
28

291
26

522

8
6

70
88

113

I02(j8

87
63

38572

Vermögensbestand :

M. 10298.63 Cassenbestand.

' 2400 4 °/d Prioritiits-Obiigatlonen der Hessischen Ludwigs-
bahn de i8t>8.

o 9DO0 4 °/o Priori täts- Obligationen der Leipzig-Dresdener
Elsenbahn.

i 1 0200 4 °lo conv. Magdeburg-Leipziger Prioritäts-Obligationen
der Magdeburg-Halberstadtcr Eisenbahn Lit. A. de
1876.

» 5100 4 "/o consofidirte Preussische Staatsanleihe.

» 11700 4 "/o Stockholmer Stadtanlcihe de 1885.

» 12000 3'('i''/o Prioritäts-Obligationen III. Serie Lit. C. der
Bergisch-M.irkischen Eisenbahn- Gesellschaft.

e 10500 Z'li°jo Schwedische Staatsanleihe de 1886.

Hiervon sind für den Zonenfonds M. 31905.69 zurückgestellt.
Leipzig, 1887 Juli 31. Der Rendant: IL Bruns.

389

Vorstehenden Rechnungsabschluss haben wir mit den vor-
handenen Belägen verglichen und in Uebereinstimmung gefunden.
Ausserdem haben wir uns überzeugt, dass der rechnungsmässige
Cassenbestand, nämlich :

M. 9558.80 Guthaben bei der Leipziger Bank (verzinslich
angelegt),

M. 669.74 Bestand in der Casse des Rendanten,

M. 70.09 Guthaben in laufender Rechnung,
vorhanden ist, dass femer die vorbezeichneten Effecten, näm-
lich im Nennwerthe Ach tunddreissigtausend vierhundert Mark
zu 4 °/o und Zweiundzwanzigtausendfünf hundert Mark zu 3^/2 °/o
bei der Reichsbank zu Berlin im Comptoir für Werthpapiere de-
ponirt sind, und dass sich die darüber ausgestellten Depot-
scheine in der Casse des Rendanten befinden.

Leipzig, 1887 August 3.

Dr. Scheibner. Dr. B. Peter.

Auf Grund des vorliegenden Ccrtificats und der Einsicht in
die Bücher sind die Unterzeichneten in der Lage die Decharge
für die Cassenverwaltung in der abgelaufenen Finanzperiode
beantragen zu können.

Kiel, den 29. August 1887.

Safarik. G. D. E. Weyer.

Der Vermögensstand der Gesellschaft an unverkauften eigenen
Publicationcn war im Frühling 1887 folgender:

Publ. Nr. L (Hülfstafeln) 168

IL (Lesser) 167

IIL (Weiler) 128

IV. (Hoüel) 134

V. (Auwers) 174

VI. (Coordinaten) 194

VII. (Auwers) 147

» > VIIL (Schjellerup) 136

IX. (Lesser) 168

X. (Becker) 165

XL (Winnecke) 156

XIL (Weiler) 138

XIII. (Spörer) 103

» XIV. (Auwers) 60

^ »

>> »
» »

» »
» »

XV. (Hartwig) 96
» XVI. (Oppolzer) 88
?> « XVIL (Auwers) 102
» XVIIL (Romberg) 96
Bericht über die Heidelberger Ver-
sammlung von 1 863 1 1 1

^rteljahrsschrift:

Jahrg. I. q6

11. 83

» V. 352 336 338 340

» VI. 342 358 348 344

VII. 335 356 341 346

. VIII. 338 312 327 327

IX. 343 329 328 328

X. 320 324 323 330

XI. 323 314 327 323

. XII. 298 298 307 311

. XIII. 285 303 279 296

» XIV, 301 302 296 293

XV. 293 296 297 297

. XVI. 302 301 280 281

» XVII. 265 274 275 284

:. XVIII. 282 286 284 271

» XIX. 156 145 144 148

» XX. 14Ö 146 144 150

. XXI. 143 146 '4' '48

Sup|>lementheft zu Jahrg. HI. 325

' . IV. 359

> XIV. 284

Im Besitz der Gesellschaft befinden sich ferner folgende
Instrumente;

i. ein photograpliischcs Fernrohr von C. A. Steinheil Sühne
von 6 Zoll Oeffnung, z. Zt, auf dem Potsdamer Obser-
vatorium aufbewahrt;

2. eine parallaktische eiserne Montirung für ein sechafüssiges
Fernrohr, mit Uhrwerk, von Pistor und Martins, auf der
Leipziger Sternwarte aufbewahrt;

3. eine para Hak tische eiserne Montirung für ein sechsfüssiges
Fernrohr, mit Uhrwerk, von Pistor und M.irtins, an das
Potsdamer Observatorium geliehen ;

4. ein Photomeier von WanschafT, an Herrn Dr. Th. Wulff
in Bonn geliehen.

391
XVI.

Verzeichniss

der für die Astronomische Geseilschaft vom i. August 1885

bis 31. Juli 1887 eingegangenen Druckschriften.

Vierter Catalognachtrag.

(Vgl. v.j.s. XVII, xvm, XX.)

I. Publicationen von Instituten und Gesellschaften,

Zeltschriften etc.

Almanac, Nautical, and Astronomical Ephemeris for the year 1889. 1890.

8^ LoDdon 1885. 1886.
Almanaque naütico para 1887. S°. Barcelona 1885.
Amherst College Observatory. Todd, D., First quinquennial Report ofthe

Director. 8°. 1886.
Amsterdam, Kon. Akademie van Wetenschappen :

Verhandelingen, Afd. Natuurkunde. Vol. XXIV. Vol. XXV. 4".

Amsterdam 1886. 1887.
Verslagen en Mededeelingen, Afd. Natuurkunde. III R, Deel I. 11.
8^ Amsterdam 1886.
Arcetri , R. Osservatorio. W. Tempel, Ueber Nebelflecken. (Abb; Böhm.

Gesellschaft.) 4°. Prag 1885.
Armagh Observatory:

Sccond Armagh Catalogue of 3300 Stars for the epoch 1875. 8*.
Dublin 1886.
Astronomische Gesellschaft:

Fublication XVIII: H. Romberg, Genäherte Ociter der Fixsterne,
von welchen in den Astronomischen Nachnchten Band 67
bis 112 selbständige Beobachtungen angeführt sind , für die
Epoche 1855 hergeleitet und nach den geraden Aufsteigungen
geordnet. 4*. Leipzig 1886. (2 Expl.)
Vierteljahrsschrift, Jahrgang XX. XXI. XXII, i. 2. 8". Leipzig
1885—87. (2 Expl.)
Astronomische Nachrichten, begründet von H. C. Schumacher, herausg. von

A. Krueger. Band 112—116. 4°. Kiel 1885— 1887.
Baltimore, Johns Hopkins University:

American Journal of Mathematics. Vol. I — IX. 4^ Baltimore 1878
bis 1887.
Batavia:

Observations made at the magnetical and meteorological Observatory.
Vol. VL Folio. Batavia 1885.
Berliner Astronomisches Jahrbuch für 1888. 1889. 8^ Berlin 1886. 1887.
Berlin, Königl. Preussische Akademie der Wissenschaften:

Abhandlungen aus dem Jahre 1885. 1886. 4**. Berlin 1886. 1887.
Sitzungsberichte. 1885. 1886. 1887 Stück i— 18. 8°. Berlin 1885
bis 1887.
Berlin, Publikationen des Königl. Preussischen Geodätischen Instituts:

Uebersicht der Arbeiten des Geodätischen Instituts unter General-
Lieutenant z. D. Baeyer, nebst einem allgemeinen Arbeits-
plane des Instituts für das nächste Decennium. 4". Berlin
1886.
I^thabweichungen. Heft I. 4*. Berlin 1886.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23. 26

392

Astronomisch - geodätische Arbeiten I. Ordnung. Telegraphische
Langenbestimmungen in den Jahren 1885 und 1886. 4".
Berlin 1887.
Jahresbericht des Direktors für die Zeit von April 1886 bis April

1887. S\ Berlin 1887.
Internationale Erdmessungs- Verhandlungen der vom 27. Oktober bis
zum I. November 1886 in Berlin abgehaltenen achten allge-
meinen Conferenz. 4**. Berlin 1887.
Bonn, Königl. Sternwarte:

Astronomische Beobachtungen. Bd. VIII. 4*. Bonn 1886.
Bonner Sternkarten, Zweite Serie. Lieferung i. 2. Folio. Bonn 1886.
Bordeaux, Observatoire :

Annales. Tome I. 4°. Paris-Bordeaux 1885.
Bordeaux, Soci^te des Sciences physiques et naturelles:

M6moires. S6rie III. Tome II, i. 8°. Pails 1885.
Boston, American Academy of Arts and Sciences:

Proceedings. New Series. Vol. XII. Vol. XIII. Vol. XIV, Part I.
8*. Boston 1885 87-
Bruxelles, Observatoire Royal:

Annuaire. 53 e et 54e Ann6e. 8". Bruxelles 1885. 1886.
Bruxelles, Acad6mie Royale de Belgique:

M6moires de PAcad^mie des sciences, des lettres et des beaux-arts.

Tome 44. 4". Bruxelles 1884.
M^moires couronn6s et M^moires des Savants 6trangers. Tome 45.

46. 4°. Bruxelles 1883. 1884-
M6moires couronn^s et autres M^moires. Tome 36. 8°. Braxelles 1884.
Bulletins de PAcad6mie Royale. 3 e S^rie. Tome 6 — 8. 8°. Bruxelles

1883. 1884.
Annuaire de PAcad^mie Royalc. 1884. 1885. 8". Bruxelles 1884.
1885.

Cambridge, Philosophical Society:

Transactions. Vol. XIV. Part 2. 4". Cambridge 1887.
Proceedings. Vol. V. 4. 5. 8°. Cambridge 1885. 1886.
Cambridge, U. S., Astronomical Observatory of Harvard College:

Annais. Vol. XV. i. XVI. XVII. 4^ Cambridge 1886. 1887.
Pickering, E. C, 40*^^ and 41»^ annual Report of the Director. 8".

Cambridge 1886. 1887.
Report of the Committee of Standards of Stellar Magnitudes. Third

Report etc. 8°. Cambridge 1885.
Pickering, E. C, Henry Draper Memorial. First annual Report.

4°. Cambridge 1887.
Cape of Good Hope, Royal Observatory:

Results of Meridian Observations during the years 1879, 1880 and

1881. 8^ London 1886.
Annais. Vol. II. Part I. 4^ London 1886.
Catalogue of 4810 Stars for the epoch 1850. 8**. London 1885.

Christiania, Norwegische Commission der Europäischen Gradmessung:

Geodätische Arbeiten. Heft IV. V. 4". Christiania 1885. 1887.

Vandstandsobservationer. Heft IV. 4". Christiania 1 887.
Cincinnati Observatory:

Publications, No. 8. 8". Cincinnati 1885.
Connecticut Academy of Arts and Sciences:

Transactions , Vol. VI , 2. VII, i. 8". Newhaven 1885. ^886.
Cördoba, Obscrvatorio Nacional Argen tino:

Resultados, Vol. V. Observaciones del aflo 1874. 4**. Buenos Aires
1886.

393

Resultados, Vol. VI. Observaciones del aflo 1875. 4**. Buenos Aires

1887.
Resultados, Vol. XIV. Catalogo general. 4". Cördoba 1886.
C6rdoba, Oficina meteorolögica Argentina:

Afiales, Tomo V. 4". Buenos Aires 1887.
Delfl, ikcole polytechnique :

Annales, I, Livr. 3. 4. II. HE, Livr. i. 4°. Leide 1885 — 1887.
Dublin, Royal Society:

The scientific Tran sactions. New Series, Vol. III. 7— -13. 4*. Dublin

1885 — 1887.
The scientific Proceedings. New Series, Vol. IV, 7 — 9. V, i — 6. 8°.
Dublin 1885— 1887.
Dunecht Observatory:

Publications, Vol. III. Mauritius Expedition, Division II. 4°. Dunecht
1885.
Edinburgh, Royal Observatory:

Astronomical Observations , Vol. XV. 4°. Edinburgh 1886.
Girondc, Commission m6t6orologique de la:

Rayet, Observations pluviom6triques et thermom6triques faites dans le
d^partement de la Girondc de Juin 1883 ä Mai 1884, de
Juin 1884 d Mai 1885.
Lespiault, Rapport sur Ics orages de 1883, de 1884. 8°. Bordeaux
1884. 1885.
Göttingen, Königliche Gesellschaft der Wissenschaften:

Nachrichten von der K. Gesellschaft der Wissenschaften und der
Georg -August -Universität aus dem Jahre 1885, Nr. 5 — 13.
Aus dem Jahre 1886, Nr. i — 20. Aus dem Jahre 1887,
Nr. 1—7. Göttingen 1885— 1887.
Green wich, Royal Observatory:

Astronomical and magnetical and meteorological Observations. 1883.

1884. 4°. London 1885. 1886.

Spcctroscopic and Photographie Results. 1883. 1884. 4"* London

1885. 1886.

Haarlem, Musfee Teyler:

Archives, Seriell, Vol. II, Fase. 2— 4. 8". Haarlem 1885. 1886.
Cataloguc de la Bibliothfeque. Livr. 1 — 4. 8°. Haarlem 1885. 1886.
Helsingfors, Finnische Gesellschaft der Wissenschafion:

Acta Societatis Scicntiarum Fennicae. Tom. XIV. 4*. Helsingfors

1885.
Öfversigt af Finska Vetenskaps-Societetens Förhandlingar. Tom. XXVI.

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Bidrag til Känncdom af Finlands Natur och Folk. Heft 39 (Doubl.),

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Lamcy, D. M., Notes sur les montagnes crat^riformes de la plannte V^nus,
observ6es en 1884. 8^ Bruxelles 1886
» Note sur la configuration et la nature des taches neigeuscs

de Mars. (Proslogium, I. 6.) 8". 1886.

» R^ponsc aux critiques de MAf. A. Lancaster et J. Kleiber

sur l'influence therm ique des ^toiles filantes. (Proslogium,

I. 12.) 8". 1887.

Lancaster, A., Liste g6n6ra]e des observatoires et des astronomes, des

soci6t£s et des revues astronomiques. 8". Bruxelles 1886

Langley, Sur des longueurs d'onde jusqu'ici non reconnues. (Compte.

rendus 1886.)
Leitzmann, H., Von dem Einflüsse der Wärmevcrtheilung auf die Theilung
des Meridiankreises und deren Ermittelung auf therm oelektri-
schem Wege. (Inaug.-Diss. Berlin.) 4". Magdeburg 1885.
Lindemann, Ed., Ueber den Lichtwechsel des Sternes V Cygni. (M61.) 8".
St. Petersburg 1884.
» Helligkeitsmessungen der Besse? sehen Piejadensterne (M6m.)

4". St. Petersburg 1884.

Millosevich, E., Determinazione della latitudine del R. Osservatorio del
CoUegio Romano (Annali della Meteorologia Italiana, P. III,
1885). Gross 4". Roma 1886.

Mönnichmeycr, C, Eine genäherte Berechnung der absoluten Störungen der
Themis durch Jupiter. (Inaug.-Diss.) 8". Kiel 1886.

Morera, A M., Nuevo sistema planetario. 8*^. Barcelona 1883.

Nyren, M., Untersuchung der Repsold'schen Theilung des Pulkowacr Verti-
calkreises nebst Auseinandersetzung der angewandten Unter-
suchungsmethode. 4°. St. Petersburg 1885.
» PolhOhenbesümmungen mit dem Ertel-Repsold'schen Vertical-

kreise. 4°. St. Petersburg 1885.

Oertel, K., Astronomische Bestimmung der Polhöhen auf den Punkten
Irschenberg, Höhensteig und Kam pen wand. 4*'. München
1885.

Oppolzer, Th. von, Ueber Aberration. 8^. Wien 1883.

» Ueber den Zusammenhang der Refraction mit der Tempera-

turvertheilung in der Atmosphäre. 8" Wien 1884.

* Ueber historische Finsternisse. 8". Wien 1884.

» Die Sonnenfinstemiss des Jahres 202 v. Chr. 8". Wien 1885.

» Ueber die Auflösung der Kepler'schen Gleichung. 4°. Wien

1885.

* Ueber Weltzeit. 8". Wien 1885.

* Ueber die Sothisperiode und das Siriusjahr der Aegypter. 8°.
Wien 1885.

Oppolier, Th. von, Entwurf einer Mondlheorie. 4*. Wien 1886.

. Ucber die BestimuiuDg Jcr Schweritrsft. 8°. Wien 1886.

> TraiU de 1a d^termination des orbites des Cum^tes et Planstes.
I. tdiüon franijoise par E. Pasquier. 8'. Paris 1886.

> BahnbesümmuDg des Planeten (137) Coelestimt. 8°. Wien
1886.

Pcreira, Rodiigo Boaventura Martin, La rotalioti et le mouvemenl curviligne.

8°. Lissabon 18S5.
I^ckering. E. C, Accurate moimlaiD lidgllts. (Appalachia.) 8', 1S85,

> A new form or Polarimeter, 8°. Cambridge 1886.

> Afniospheric refraclions, 8°. Cambridge 1886.

• Observalions of variable Etars in 188$. 8°. Cambridge 1S86.
. An invesligation of stellar pholography conducted at Ihe Har-
vard Collie Übservatory. +". Cambridge 1886.

» A plan for the eilcnsion of astronomical research. 8°. Cam-

bridge 1S86.

> Heights of the Wliite Mountains. (Appalacbia.) 8'. 188b.

• Comparison of maps of the ultra violet spectnim, 8°. 1886.
Porro, F., Osservaiioni delle comele Fabry, Bamard e Brooks (I» 1886).

8°. Torino 1886.
Rohn, K,, Die Flächen vierter Ordnung hinsichtlich ihrer Knotenpunkte

und ihrer Gestaltung, (Preisschrift der Jablonowski 'sehen Ge-

ecUscbaft.) 8' Leipiig 1886.
Schiaparelli, G- V., Osservazioni astronomiehe e fisiche sull'asse di rotaiione

e sulla lopografia dcl piaocla Marte. Memoria terza. 4°.

Schönfeld, E,, Ucber die Berechnung der Differential form ein zur Bestimmung

der wahrscheinlichsten Bahnelcmcnle für Planeten und Conjcteo.

(A.N.) 4°. 1885.
Schräm, R., Ueber die christliche Fosirech nun g und die in den „Hilfstafeln

für Chronologie" mit Kalenderiahl beieichnete Grösse. 4°.

Wien 1883.
■ Darlegung der in den „Hillslafeln für Chronologie" üur Tabu-

lirung der jüdischen Zeitrechnung angewandten Methode 8°.

Wien 1883.
» Beitrag zur Hansen'schen Theorie der Sonnenfinsternisse. 8°.

Wien 1885.

Einheitliche Zeit. 8°. Wien 1886.

• Tafeln zur Berechnung der näheren Umstände der Sonnen-
finsternisse. 4°, Wien 1886.

Schulhof, L., Recherchcs sur l'orbile de la comitc 1873 VT! (Coggia-Win-
necke). 8*. Paris 1886.

Schultz. H , Mikrometrische Bestimmung einiger teleskopischer Sternhaufen.
8'. Stockholm 1886.

Searle, A., The apparent position of the zodiacal light. (Mem.Amer. Ac.) 4°.
1885

Seeligcr, H., Ucber die Vertheilung der Sterne auf der südlichen Halb-
kugel nach Schönfeld's Durchmusterung. (Münchn. Sitz Ber.
1886.) 8". t886.

• Uebei den Einfluss dioptrischer Fehler des Auges auf das
Resultat astronomischer Messungen. (Münch. Abb. II.Cl. XV.
Bd.) 4°. 1886,

" r Körper. (Ciechisch.)

403

Seydlcr, A., AusdehnuDg der Lagrange'schen Behandlung des Dreikörper-
Problems auf das Vierkörper-Problem. (Böhm. Ges. d. W.)
4». Prag 1885.
» Untersuchungen über verschiedene mögliche Formen des

Kraflgesetzes zwischen Massentheilchen. 4^. Prag 1887.

Shdanow, A., Recherches sur Porbite interm^diaire de la com^te de Faye
dans la proximit6 de Jupiter. 4°. St. Petersburg 1885.

Stein, S, Th., Die Photographie im Dienste der Astronomie, Meteorologie
und Physik. 8°. Halle a. S. 1886.

Studnicka, F. J., Resultate der ombrometrischen Beobachtungen während
des Jahres 1883. 1884. 1885. 4'. Prag 1884— 1886.

Struve, H., Ueber die allgemeine Beugungsfigur in Femröhren. 4°. St Pe-
tersburg 1886

Struve , O., Determination de la parallaxe de a Tauri. (M^l.) 8". St. Pe-
tersburg 1884.

> Die Beschlüsse der Washingtoner Meridianconferenz. 8^
St. Petersburg 1886.

» Die Photographie im Dienste der Astronomie. 8". St. Pe-

tersburg 1886.

Unterweger, J., Zur Kometenstatistik. ("Wien. Anzeiger.) 8*. Wien 1886.

Vormung, F., Die redudrten Quersummen und ihre Anwendung zur Con-
trole von Rechnungs-Ergebnissen. 8°. Eberswalde 1886.

Westphal, A., Basisapparate und Basismessungen. (Zeitschr. f. Instr.-K.)
Berlin 1885.

Weyer, G. D. E , Die wahrscheinlichste geographische Ortsbestimmung aus
beliebig vielen Höhen. (Ann, d. Hydogr.) 8". 1886.

> Heinrich Ferdinand Scherk. Gedächtnissschrift. 8*. Kiel
1886.

Windeker, U., Allerhand neue und alte Gedanken über die Weltordnung.

8*. Berlin 1887.
Wisllcenus, W., Beitrag zur Bestimmung der Rotationszeit des Planeten

Mars. (Inaug.-Diss. Strassburg.) 4*. Karlsruhe 1886.
Young, CA., Ten years progress in astronomy, 1876 — 1886 8°. 1886.

-sm:^.

0 *^

XVII.
Verzeiohniss

Mitglieder der Astronomischen Gesellschaft.

I. November 1887.

*d'Abbadie, A., Mitglied des Institut de France, Paris, Rue

du Bac 120.
*Abbe, Cleveland, Signal office, War Department, in Wash-
ington.
*Abbe, E., Professor in Jena.

'Adams, J. C, Professor und Director der Sternwarte in
Cambridge (England).
Adolph, C, Dr. phil., Oberlehrer am Gymnasium in Sorau.
Albrecht, Th., Dr. phil., Professor, Sectionsthef im Geo-
dätischen Institut in Berlin, W., Wichmann Strasse 12 c.
Ambronn, L., Dr. phü., Assistent der Deutschen Seewarte in
Hamburg.
*Andrii, C., Director der Sternwarte in Lyon.
Anton, F., Dr. phil., Adjunct der nautischen Sternwarte in

Tri est, Piazza Lipsiu 1.
Auwers, A., Geh. Kegierungsrath und Mitghed der k. Akademie
der Wissenschaften in Berlin, S.W., Lindenstrasse 91.
Vorsitzender der Astronomischen Gesell-
schaft.
Backlund, J. O., Dr. phil., Staalsralh, Mitglied der k. Aka-
demie der Wissenschaften, St. Petersburg, Wassili
Ostrow, 7, Linie,
Baillaud, B., Professor, Director der Sternwarte in Toulouse.
•Bakhuyzen, E. F. van de Sande, Dr. pliil., Obsemator

der Sternwarte in Leiden,
•Bakhuyzen, H. G. van de Sande, Professor und Director
der Sternwarte in Leiden. Mitglied des Vor-
standes der Astronomischen GesetlschafL
de Ball, Leo, Dr. phil, Assistent der Sternwarte In Lütticb.
'Bamberg, C, Mechaniker in Berlin, N., Linlenstrasse 158.

405

Bansa, G., Kaufmann in Frankfurt a. M., Langestrasse i.
*Battermann, H., Dr. phil., Astronom in Berlin, S.W., Lin-
denstrasse 91. (Vom i. April 1888 ab: Observator
der Sternwarte in Göttingen.)
*Baumgartner, G., Dr. phil., Adr.: Sternwarte Wien, Währing.
*Bauschinger, J., Dr. phil., Observator an der Sternwarte zu
München.
Becka, G., Professor in Prag.
Becker, E., Dr. phil., Professor und Director der Sternwarte

in Strassburg i. £.
Becker, L., Dr. phil., Astronom in Dunecht, Aberdeen,
Schottland.
*B ehrmann, C, Director der Navigationsschule in Elsfleth.
*Belikoff, S., Hauptmann, Professor an der Alexander-Militär-
schule in Moskau.
V. Berg, F. W., Professor an der k. Landwirthschaftlichen

Akademie in Nowo-Alexandria bei Warschau.
Berthold, R., Dr. phil., k. Vermessungs-Ingenieur in Leipzig,
Aeussere Hospitalstrasse i. A. IIL
*Block, E., Director der See warte in Odessa.
Borgen, C, Professor, Vorsteher der Marine - Sternwarte in

Wilhelmshaven.
Börsch, A., Dr. phil., Assistent am k. Geodätischen Institut

in Berlin, W., Genthinerstrasse 34.
Bohlin, K., Dr., Assistent des Observatoriums in Stockholm.
B o 1 1 e , Fr. , Dr. phil. , Lehrer an der Navigationsschule in
Hamburg.
*Bonsdorff, A., Oberst in St. Petersburg, Topographische

Abtheilung des Generalstabs.
*Boss, L., Professor und Director der Sternwarte in AI bany N.Y.
*Bosscha, J. , Secretär der Holländischen Gesellschaft der
Wissenschaften in Haarlem.
Braun, C, Dr. phil., (S.J.), vormals Director der Sternwarte in
Kalocsa, Ungarn, z. Zt. in Mariaschein, Böhmen.
*Bredichin, Th. , Professor und Director der Sternwarte in

Moskau.
Breusing, A. , Dr. phil., Director der Navigationsschule in
Bremen.
*Brunn, J., Dr. phil., Präses des Collegium Ludgerianum in
Münster, Westfalen.
Bruns, H., Professor und Director der Sternwarte in Leipzig.
Rendant der Astronomischen Gesellschaft.
♦Burnham, S. W., Professor, Astronom an der Sternwarte

auf Mount Hamilton in Californien.
*Ca hello, P. M., Astronom in Lima.

4o6

*Cacciatore, G., Professor und Director der Sternwarte in

Palermo.
Callandreau, Octave, Adjunct- Astronom an der Sternwarte

in Paris.
*Camp hausen, L., Dr. phil., Wirkl. Geh. Rath, in Köln.
Carl, Ph., Professor an den Militär - Bildungsanstalten in

München, Theresienstrasse 158.
♦CeruUi, V., Dr. phil., Astronom in Rom, Collegio Romano.
Charlier, C. V. L., Assistent an der Sternwarte in Upsala.
*Christie, W. H. M., M.A., Director der Sternwarte in Green-

wich.
*Com stock, G. C., Professor, Director des Washburn Obser-

vatory in Madison (Wisconsin).
*Copeland, Ralph, Dr. phil., Astronom in Dunecht, Aberdeen,

Schottland.
*Covarrubias, Fr. Diaz, in Mexico, Ministerium der öffent-
lichen Arbeiten.
Gramer, P. Nanning, Dr. phil., in Amsterdam. Adresse:

O. C. A. Sülpke, Buchhandlung in Amsterdam.
*Crawford and Balcarres, The Earl of, in Dunecht,

Aberdeen, Schottland.
*Cremers, L., Kaufmann in St. Petersburg.

V. Dechen, H., Dr. phil., Wirkl. Geh. Rath und Ober-Berg-
hauptmann a. D. in Bonn, Dechenstrasse 6.
Deichmüller, F., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Bonn.
Deike, C., Astronom in Warschau, Commerzbank.
*Dencker, F., Chronometermacher in Hamburg, Grosse

Bäckerstrasse 22.
*Denza, F., Professor und Director des Observatoriums in

Moncalieri bei Turin.
*Doberck, W., Director des Observatoriums in Hongkong.

*D ollen, W., Geheimrath, Astronom an der Sternwarte in

Pulkowa.
♦Donner, A. S. , Professor und Director der Sternwarte in

Helsingfors.
*Dorst, F. J., Dr. phil., Ingenieur in Lindenthal bei Köln,

Villa Lülsdorf.
♦Downing, A. M. W., M.A., Astronom in Green wich.

Drechsler, A., Dr. phil., Hofrath und Director des Mathe-
matischen Salons in Dresden, Walpurgisstrasse 13.

Dreyer, J., Dr. phil., Director der Sternwarte in Armagh,
Irland.

♦Dubiago, D., Dr. astr., Professor und Director der Stern-
warte in Kasan,

407

*Dun6r, N., Dr. phil., Observator an der Sternwarte und Pro-
fessor an der Universität in Lund, Schweden.
Edelmann, S., Dr. , Professor am Obergymnasium in S t e i n -
amanger, Ungarn.
*Elkin, W., Dr. phil., Astronom am Yale College Observatory
in Newhaven, Conn. U.S.A.
Ellery, Rob, L. J., Director der Sternwarte in Melbourne.
*v. Engelhardt, B., Baron, Dr., Dresden, Liebigstrasse i.
*Engelhorn, F., Fabrikant in Mannheim.
*Engelmann, R., Dr. phil., in Leipzig, Königstrasse lo.
*Engström, F., Lic. phil., Assistent an der Sternwarte in Lund.
♦Epstein, Dr. phil., in Frankfurt a. M., Sandweg i6.
*Falb, R., in Leipzig, Caroline ustrasse 29.
Fearnley, C, Professor und Director der Sternwarte in
Christiania.
*Feddersen, B., Dr. phil., in Leipzig, Carolinenstrasse 5.
*Fedorenko, J., Professor in Charkow.
Fievez, Ch., Astronom an der Sternwarte in Brüssel.
Fischer, A., Professor, Sectionschef im Geodätischen Institut

in Berlin, W., Schwerinstrasse 31.
Foerster, W., Geh. Regierungsrath, Professor und Director
der Sternwarte in Berlin, S.W., Enckeplatz 3 A.
*Folie, F., Director der Sternwarte in Brüssel.
*Forbes, G., Professor, 34 Great George Street, London, S.W.
*v. Forsch, E., Generallieutenant in St. Petersburg, Was-
sili Ostrow, 17. Linie, 2.
*Fr anz-, J., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Königsberg.
Friesach, C-, Professor in Graz.
Frischauf, J., Professor in Graz.

Fritsch, K., Optiker in Wien, VI, Gumpendorfer Strasse 31.

*Fritsche, H., Dr. phil., in St. Petersburg, Wassili Ostrow,

5. Linie, Haus 48, Quartier 15.

Fuess, R., Mechaniker in Berlin, S.W., Alte Jacobstrasse 108.

Fuss, V., Staatsrath, Director der Msirine - Sternwarte in

Kronstadt.
Galle, A., Dr. phil., Assistent am k. Geodätischen Institut in

Berlin, W., Genthinerstrasse 34.
Galle, J. G., Geh. Regierungsrath, Professor und Director der

Sternwarte in Breslau.
Gallenmüller, J., Prof. am neuen Gymnasium in Würzburg.
♦Gautier, E., Oberst, Director der Sternwarte in Genf.
♦Gautier, Raoul, St. Antoine, Genf.

♦Geelmuyden, H., Dr. phil., Observator der Sternwarte in
Christiania.
Gericke, H. A., Dr. phil., in Dresden, Hübnerstrasse 2.

Vicrteljahrsschrift d Astronom. Gesellschaft. 22. 27

4o8

*Gill, D., Dr., Director der Sternwarte am Cap der guten
Hoffnung.
V. Glasenapp, S., Professor und Director der Universitäts-
sternwarte in St. Petersburg.
V. Gothard, A. , Gutsbesitzer in Her^ny bei Steinamanger,

Ungarn.
V. Gothard, E., Gutsbesitzer in Her6ny bei Steinamanger,
Ungarn.
*Gould, B. A., Dr. phil., in Cambridge, Massachusetts.
♦Graffweg, W. (S. J.), in Feldkirch.

*Grosch, L., Mechaniker der Sternwarte in Santiago di Chile.

Grub er, L., Dr. phil., Director der königl. Centralanstalt für

Meteorologie und Erdmagnetismus in Budapest.

*Gschwandner, S., Regierungsrath und Director des k. k.

Schottengymnasiums in Wien, I, Schottenstift.

Günther, S.,Dr. phil.,Professor am Polytechnicum inMünchen,

Akademiestrasse 5. 111.
Gyldön, H., Professor und Director der Sternwarte, Mitglied
der Akademie der Wissenschaften in Stockholm.
Stellvertretender Vorsitzender der Astro-
nomischen Gesellschaft.
*v. Haerdtl, E. Freiherr, Dr. phil., in Wien, 1, Rauhenstein-
gasse 8.
*Hagenbach-Bischoff, E., Professor der Physik in Basel.
*Hall, A. , Professor U.S.N., Astronom an der Sternwarte in
Washington.
Hartmann, E., Optiker und Mechaniker in Bockenheim bei
Frankfurt a. M.
*Hartwig, E., Dr. phil., Director der Sternwarte in Bamberg.
*Harzer, P., Dr. phil., Professor und Director der Sternwarte
in Gotha.
Hasselberg, B., Dr. phil., Staatsrath, Astrophysiker an der
Sternwarte in Pulkowa.
*Helmert, F. R., Professor und Director des königl. Geo-
dätischen Instituts in Berlin, W., Friedrich- Wilhelm-
strasse 18. III.
*H erbst, W., Mechaniker in St. Petersburg, Wassili Ostrow,

8. Linie, 37.
*Hermite, Ch., Mitglied des Institut de France, Paris, Ruc
de la Sorbonne 2.
Herz, N., Dr., Leiter der v. Kuffner'schen Sternwarte in Wien,

Ottakring, Seitenberggasse 1 1 .
Hey de, G., Mechaniker in Dresden, Ammonstrasse 78.
*Hildesheimer, L., Kaufmann in Odessa.
Hilf ik er, J., Dr. phil., Assistent der Sternwarte in Neuchätel.

409

Hirsch, A., Professor und Director der Sternwarte in
Neuchätel.

♦Holden, Edward S., Director der Sternwarte auf Mount
Hamilton in Californien.

♦Holetschek, J., Dr. phil., Adjunct der Sternwarte in Wien,
Währing.
Houzeau, J. C, in Brüssel, 22 rue Robiano.
*Huggins, W., Dr., 90 Upper Tulse Hill, London, S.W.

Janssen, Pierre J.-C, Mitglied des Institut de France,
Director des Observatoriums in Meudon bei Paris.
♦Ismail Bey, Astronom in Kairo.

Kam, N. M., Dr. phil., Gymnasial-Professor in Schiedam,
Holland.

*Kapteyn, J. C, Dr. phil., Professor in Groningen (Holland).
Karlinski, F., Professorund Director der Sternwarte in Krak au.
Kayser, E., Astronom der Naturforschenden Gesellschaft in

Danzig, Frauengasse 26.
Kelchner, H., Geh. Hofrath, Chef der Gesandtschaftskanzlei

des Deutschen Reichs in St. Petersburg.
*Kempf, Paul, Dr. phil., Assistent an der Sternwarte zu

Potsdam.
*Kesselmeyer, Ch. A., Villa Mon Repos, Altrincham
(Cheshire), England.
Kleiber, J., in St. Petersburg, Grosse Morskaja 56.
Klein, H. J., Dr. phil., in Köln, an der Eiche 7.
Klinckert, W., Kaufmann in St. Petersburg, Wassili Ostrow,

I. Linie, Nr. 10.
Knebel, E. B., in Bocking bei Braintree (Essex, England).
*KnobIich, Th. , Chronometermacher in Hamburg, Baum-
wall 1 2.
*Knopf, O., Dr. phil. in Berlin, SW., Lindenstrasse 91.
♦Knorre, V., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Berlin,

S.W., Lindenstrasse 91.
*Kobold, H., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Strass-
burg i. E.
V. Kövesligethy, R., Dr., in Budapest, VIII, Hunjadygasse 25.
Kokides, D., Professor und Director der Sternwarte in Athen.
V. Konkoly, N., Dr. phil., Gutsbesitzer in OGyalla beiKomom.
Kortazzi, J., Director der Marine -Sternwarte in Nikolajew.
*Kortum, H., Professor in Bonn, Meckenheimer Strasse 136.
Kowalczyk, J., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in
Warschau.
*Kreutz, H., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Kiel.
Krueger, A., Professor und Director der Sternwarte in Kiel.

27*

4IO

*Küstner, F., Dr. phil. , Observator an der Sternwarte ixi

Berlin, S.W., Lindenstrasse 91.
Kuncz, A., Dr. phil., Director des Obergymnasiums in Stein-

amanger, Ungarn.
*Kundt, A., Professor der Physik in Strassburg i. E.

Lakits, Fr., Dr. phil., königl. Rechnungsrath in Budapest,

Communications-Ministerium, Postsparkassenamt.
Lamey, Dom Mayeul, O. S. B., in Grignon (par les Laumes,

Cöte d'Or).
*Lamp, E., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Kiel.
Lamp, J., Dr. phil., Astronom an der Sternwarte des Kammer-

herm v. Bülow in Bothkamp (Holstein).
Langley, S. P., Professor, Secretär der Smithsonian Institution

in Washington.
Lehmann, P., Astronom in Berlin, W., Karlsbad 19 111.
Lehmann-Filh6s, R., Dr. phil., Docent der Astronomie an

der Universität in Berlin, W., Wichmannstrasse 11 a.

*Leitzmann, H., Dr. phil. in Magdeburg, Regierungsstrasse 4.

*Lewitzky, G., Professor an der Universität in Charkow.

*Lindelöf, L. L., Dr. phil., Staatsrath in Helsingfors.

*Lindemann, E., Wissenschaftlicher Secretär an der Stern-
warte in Pulkowa.

*Lindstedt, A., Professor an der technischen Hochschule in
Stockholm.

*Löw, M., Professor und Sectionschef im Geodätischen Institut
in Berlin, W., Corneliusstrasse 5. IL

*Loewy, M., Mitglied des Institut de France, Paris, Sternwarte.

*Lohse, J. G., Astronom an der Sternwarte des Herrn Wiggles-
worth in Scarborough (England), 68 Falsgrave Road.
Lohse, O., Dr. phil., Observator an der Sternwarte zu
Potsdam.

*Lorenzoni, G., Professor, Director der Sternwarte in Padua.
Lüroth, J., Hofrath und Professor in Freiburg i. B.

*Luther, R., Dr. phil., Professor und Director der Sternwarte in
Düsseldorf, Martinstrasse loi.

*Luther, W., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Ham-
burg.

*Majewski, N., Generallieutenant in St. Petersburg, Fur-

stadtskaja 31.
*Marcuse, A., Dr. phil., in Berlin, W., Burggrafenstrasse 10.
*Marth, A., Dr. phil., Markree Observatory, Collooney in
Irland.
Mayer, A. M,, Professor in Hoboken, New Jersey, U. S. A.
Mengering, E., Bankdirector in Deutz.

*Menten, J. (S.J.), Director der Sternwarte in Quito.

*v. Merz, S., Dr. phil., in München.

*Messerschmitt, J. B., Astronom in Bamberg, Fischgasse 8.

*]Metzger, E. , Ingenieur, z. Z. in Stuttgart, Kriegsberger-

strasse 29 IL
*Miesegaes, CR., Hafenmeister a. D., in Wiesbaden, Ka-
pellenstrasse 46.
Mittag-Leffler, G., Professor in Stockholm.
Möller, A., Professor und Director der Sternwarte in L und.
Morales-Lupion, O., in Almeria, Malecon 10, Spanien.
*Moritz, A., Staatsrath in Dorpat, Wallgrabenstrasse, Haus
Beylich.
Müller, G., Dr. phil., Assistent an der Sternwarte zu Potsdam.
Neumayer, G. , Dr. phil.. Geheimer Admiralitätsrath und
Director der Deutschen Seewarte in Hamburg.
*Newcomb, S., Professor U. S. N., Superintendent der American
Ephemeris in Washington. Mitglied des Vor-
standes der Astronomischen Gesellschaft.
*Nobile, A., Professor und i. Astronom- Adjunct der Stern-
warte in Neape"! (Capodimonte).
Nöther, M., Professor in Erlangen.
*Nordenskiöld, Freiherr A. E. , Professor, Mitglied der
Akademie in Stockholm. Im Hause der Akademie.
Nyren, M., Dr. phil., Staatsrath, Astronom an der Sternwarte

in Pulkowa.
Oertel, K., Assistent der k. Bayerischen Gradmessungs-
Commission, Sternwarte Bogenhausen bei München.
*Oom, F. A., Capitain, Director der Sternwarte in Lissabon.
♦Oppenheim, IL, Dr. phil., in Berlin, W., Blumeshof i.
V. Orff, C, Generalmajor, Director des Topographischen
Bureaus in München, Rindermarkt 7 IIL
*Oudcmans, J. A. C., Professor und Director der Sternwarte

in Utrecht.
*Palisa, A., Adjunct der Marine -Sternwarte in Triest.
*Palisa, J., Dr. phil., Adjunct der Sternwarte in Wien, Währing.
Pasquier, E., Dr., Professor an der Universität in Loewen,

rue Marie-Th^rfese 22,
Pauly, M., Dr., Fabrikdirector in Mühlberg a. E.
Pechüle, C. F., in Kopenhagen, Sternwarte.
* Perott, J., in Port Navallo, Arzon (Morbihan).
Perrotin, J., Director der Sternwarte bei Nizza.
Peter, B., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Leipzig.
Peters, C. F. W., Professor, Vorstand des Chronometer-
Observatoriums der k. Marine in Kiel. (Vom i. April
1888 ab Director der Sternwarte in Königsberg.)

412

*Peters, C. H. F., Professor und Director der Sternwarte des

Hamilton College, Clinton, Oneida Co., New York.

*v. Pfafius, A., Baron, in Venedig, San Severo, Palazzo

Zorzi.
*P icke ring, Edward C, Professor, Director der Sternwarte in

Cambridge (Mass.).
*Pihl, O., Gasdirector in Christiania.
Plath, C. W., Dr. phiL, Oberingenieur a. D., Hamburg,

Uhlenhorst, Bachstrasse 5.
Pomerantzeff, H., Oberst in Taschkent.
Popow, Staatsrath, Lehrer am 111. Gymnasium in St. Petersburg.
*Poretzki, P., Mag., Observator der Sternwarte in Kasan.

Porro, Fr., Dr., Adjunct an der Sternwarte in Turin.
*Putjata, A., in St Petersburg, Ministerium der Volksauf-
klärung.
Radau, R., in Paris, 12 rue de Tournon.
Raffmann, J., Dr., Assistent an der v. Kuffner'schen Stern-
warte in Wien, Ottakring.
Rahts, J., Dr. phiL, Privatdocent und Assistent an der Stern-
warte in Königsberg.
Rancken, F., Mag. phil., in Abo, Finland.
*Ranyard, A. C, 25 Old Square, Lincoln's Inn, London, W. C.
Raschkoff, D., Oberst und Professor am Konstantinow*schen

Messinstitut in Moskau.
Reichel, C, Mechaniker in Berlin, S. , Alexandrinen-
strasse 58.
*Repsold, J. A., Dr. phil., Mechaniker in Hamburg, Borg-
felder Mittelweg 96.
*Repsold, O., Mechaniker in Hamburg, Borglelder
Mittelweg 96.
Respighi, L., Professor und Director der Sternwarte auf dem

Capitol in Rom.
Richter, H., Assistent am k. Geodätischen Institut in Berlin, W.,

Genthiner Strasse 34.
Rogers, W. A., Professor an der Universität in Waterville

(Maine).
Romberg, H., Staatsrath, Astronom an der Sternwarte in

Pulkowa.
Ros en, P., Professor im Schwedischen Generalstabe, in Stock-
holm, NortuUsgatan 12.
*v. Rothschild, A., Baron, in Wien, IV, Heugasse 24.
Rubenson, R., Professor, Mitglied der Akademie der Wissen-
schaften in Stockholm, Johannis östra k>Tkogata 22.
*de la Rue, Warren, Dr., in London W., 73 Portland Place.
*Rümker, G., M,A., Director der Sternwarte in Hamburg.

413

*Safarik, A. , Professor an der Böhm. Universität in Prag,
Weinberge 422.
Safford, T. H., Professor in Williamstow n, Mass. U.S.A.
*Schäberle, J. M., Assistent der Sternwarte auf Mount Hamil-
ton in Cali formen.
*v. Scharnhorst, Generalmajor in St. Petersburg, Topogra-
phische Abtheilung des Generalstabs.
*Scheibner, W. , Professor der Mathematik in Leipzig,
Schletterstrasse 8.
Scheiner, J.,Dr.phil., Assistent an derSternwarte in Potsdam.
Schenzl, Guido, Dr. phil., Administrator des Benedictiner-

stifts in Admont (Steyermark).
Schering, E., Professor und Director des Erdmagnetischen
Observatoriums in Göttingen.
*Schiaparelli, G. V., Professor und Director derSternwarte

in Mailand.
*Schidloffsky, A., Staatsrath in Shitomir, Russland.
*Schlegel, G., Professor der chinesischen Sprache in Leiden,

Rapenburg 51.
Schmidt, A. , Dr. phil., in An holt i. W., Regierungsbezirk

Münster.
Schönfeld, E., Geh. Regierungsrath, Professor und Director
der Sternwarte in Bonn. Schriftführer der Astro -
nomischen Gesellschaft.
*Schols, Ch. M., Professor am Polytechnicum in Delft

*Sch rader, C., Dr. phil., Adresse: Oberlehrer Dr. Leithäuser,
Hamburg, Uhlenhorst, Bleicherstrasse.

Schräm, R., Dr. phil., prov. Leiter des k. k. Gradmessungs-
bureaus und Docent an der Universität in Wien, VIII,
Aiserstrasse 25.

Schreiber, O., Oberst und Chef der trigonometrischen Ab-
theilung der k. Preuss. Landesvermessung, Berlin, W.,
Burggrafenstrasse 6.

Schulhof, L., Astronom in Paris, Rue Mazarine 3.
Schultz, H., Professor und Director der Sternwarte in Upsala.
Schulz, J. F. H., Kaufmann in Hamburg, Schleusenstr. 50.
Schumacher, R., Astronom an der Sternwarte in Kiel.
Schumann, V., Ingenieur in Leipzig, Mittelstrasse 25. II.
♦Schur, W., Professor und Director der Sternwarte in

Göttingen.
Seh war z, L., Professor und Director der Sternwarte in Dorpat.

Seeliger, H. , Professor und Director der Sternwarte in
München. Schriftführer der Astronomischen
Gesellschaft.

414

*v. Seidel, L. , Professor der Mathematik in München, Barer-
strasse 44.

*Selenji, S., Admiral in St. Petersburg, Wassili Ostrow, Newa
Quai 63.

*Seydler, A., Professor an der Böhmischen Universität zu
Prag, VII, Belvedere 80.
Shdanow, A. M., Dr., Privatdocent an der kais. Universität in
St. Petersburg.

*Silvani, A., Dr. phil., in Bologna.

*Smysloff, P., Generalmajor in Wilna.

*Sokoloff, A., Assistent an der Sternwarte in Moskau.

*Speluzzi, B., Professor in Buenos Ayres. Adresse: Mailand,
Via Bigli 19.

*v. Spi essen, Freiherr, zu Winkel im Rheingau.
Spörer, G. F. W., Professor, Erster Observator an der Sternwarte
zu Potsdam.

Stebnitzki, J., Generallieutenant, Chef der militärtopographi-
schen Abtheilung des Generalstabs in St. Petersburg.

Stech ert, C, Dr. phil., Assistent an der Seewarte in Hamburg.
Steinheil, A., Dr. phil., Optiker in München.
*Stone, E. J., Director des Radcliflfe Observatory in Oxford.
Stone, O. , Director des Leander Mc Cormick Observatory,

University of Virginia, U. S. A.
Struve, H., Dr., Adjunct-Astronom an der Sternwarte in Pui-

kowa.
Struve, L., Dr., Observator der Sternwarte in Dorpat.

*Struve, O., Dr. phil., Wirklicher Geheimrath und Director
der Sternwarte in Pulkowa.

♦Thiele, T. N. , Professor und Director der Sternwarte in
Kopenhagen.

*Thraen, A., Pfarrer in Ding eiste dt (Thüringen).
Tiede, Th. , Chronometermacher in Berlin, W., Jäger-
strasse 20.
*Tietjen, F., Professor in Berlin, S.W., Lindenstrasse 9 1 .
*v. Tillo, A., Dr., Generalmajor und Chef des Generalstabs des
I. Armeecorps in St. Petersburg, W.O., Tutschkov 14.
*Tinter, W., Professor am Polytechnicum in Wien.
Tisserand, F., Mitglied des Institut de France, 5 Avenue
de rObservatoire in Paris.
*Todd, D. P., Professor und Director der Sternwarte des Am-
herst College, Am her st, Mass., U.S.A.
Toussaint, G., in Berlin, S.O., Schlesische Strasse 20.
v. Tu eher, M., Freiherr, in Valetta. Adresse: Herrn Albert
Maempcl & Co., Valetta, Malta (via Messina).

415

*Valentiner, W., Professor und Director der Sternwarte in

Karlsruhe (Baden).
vanVleck, JohnM., Professor in Middletown, Conn., U. S. A.
*V oge 1, H. C, Professor und Director der Sternwarte zu P o ts dam.
Wagner, C, Professor und Director der Sternwarte in Krems-
münster.
*v. Walrondt, P., Contre-Admirai, Professor an der Marine-
schule in St Petersburg.
Wanschaff, J. , Mechaniker in Berlin, S., Elisabethufer i.
Weiler, Aug., Professor, in Karlsruhe (Baden), Ritter-
strasse i8.
*Weinek, L., Professor und Director der Sternwarte in Prag.
*Weiss, E., Professor und Director der Sternwarte in Wien,
Währing. Mitglied des Vorstandes der Astrono-
mischen Gesellschaft.
Wellmann, V., Dr. phil., in Berlin, W., Göbenstrasse 18.
Weyer, G. D. E., Professor in Kiel.
Wierzbicki, D., Dr., Adjunct der Sternwarte in Krakau.
*Wijk ander, E. A., Professor und Director des Chalmer'schen
Polytechnicums in Gothenburg.
Wilterdink, J. H., Observator der Sternwarte in Leiden.
*Winkler, C. W., in Jena, vor dem Erfurter Thore 7.
*Win necke, A., Professor in Strassburg i. E., Ruprechts-
auer Allee.
Wiaterhalter, A. G., Lieutenant U.S.N. und Astronom an
der Sternwarte in Washington.
*Wislicenus, W., Dr. phil., Assistent an der Sternwarte in

Strassburg i. E.
*Witkowski, W., Capitän in St. Petersburg, Troizkoi
Pereulok, 3.
Wittram, Th., Dr. astr., Adjunct-Astronom an der Sternwarte

in Pulkowa.
Witt st ein, A., Dr. phil., in Leipzig, Elisenstrasse 49 IL
Wolf, R., Professor und Director der Sternwarte in Zürich.
Wolfer, A., Assistent an der Sternwarte in Zürich.
. Wolff, J. Th., Dr. phil., Astronom in Bonn, Königstrasse 12.
*Wostokoff, J., Professor und Director der Sternwarte in

Warschau.
*v. Wutschichowsky, L. , in Belkawe bei Winzig, Nieder-
schlesien.
*Young, C. A., Professor am College of New Jersey und Director
der Sternwarte in Princeton N.J., U. S. A.
V. Zech, P., Professor am Polytechnicum in Stuttgart.
Zelzer, Fr., Beneficiat in München, Glockenbach 15.
♦Zenker, W., Dr. phil., in Berlin, W., Wichmannstrasse 17.

4i6

•Zinger, N., Generalmajor, Professor an der k. Nikolai-Akademie

des Generalstabes in St. Petersburg.
•ZyÜDski, ]., Generallieutenant, militärtopograpbische Ab-
theilung des Generalstabs in St. Petersburg.
Die mit einem ' bezeichnelen Mitglieder habeo lebenslSaglicli ibreo
Beitrag bezahlt.

Die Adressen sind möglichst lür die Zeit der Ausgabe dos Verzeich-
nisses richtig gestellt.

Verzeichniss der Institute, welche die Schriften
der Astronomischen Gesellschaft erhalten.

Die Sternwarte in Albany,

Die königliche Sternwarte in Berlin.

Die königliche Universitäts -Sternwarte in Bonn.

Die königliche Sternwarte in Brüssel.

Die Sternwarte in Cambridge, England.

Die Sternwarte des Harvard College, Cambridge (Mass.).

Die königliche Sternwarte am Cap der guten Hoffnung.

Die Sternwarte auf Mount Lookout bei Cincinnati.

Die kaiserliche Uni versitäts-Stem warte in Dorpat

Die Sternwarte in Genf.

Die königliche Sternwarte in Greenwich.

Die grossherzogliche Sternwarte in Karlsruhe.

Die kaiserliche Uni versitäts-Stem warte in Kasan.

Die königliche Universitäts-Sternwarte in Königsberg,

Die königliche Universitats-Sternwarte in Kopenhagen.

Die Universitats-Sternwarte in Leiden.

Die königliche Universitats-Sternwarte in Leipzig.

Die Universitats-Sternwarte in Lund.

Die königliche Sternwarte in Hailand.

Die Sternwarte in Melbourne.

Die kaiserliche Universitäts-Sternwarte in Moskau.

Die Sternwarte auf Mount Hamilton in Californien.

Die könighche Sternwarte Bogenhausen bei München.

Die Rad cliffe-Stem warte in Ojcford.

Die Sternwarte in Paris.

Die königliche Sternwarte zu Potsdam.

Die kaiserliche Nikolai -Hauptsternwarte in Pulkowa.

Die Sternwarte des CoUegio Romano in Rom.

Die Sternwarte zu Stockholm.

Die kaiserliche Universitäts-Sternwarte in Strassburg i. E.

Die Universitats-Sternwarte in Upsala. •

417

Das Leander McCormick Observatory, University of Virginia.
Das Naval Observatory in Washington.
Die k. k. Sternwarte in Wien.

Koninklijke Akademie van Wetenschappen in Amsterdam.

Königlich preussische Akademie der Wissenschaften in Berlin.

Soci6t6 des Sciences physiques et naturelles in Bordeaux.

American Academy of Arts and Sciences in Boston.

Acad6mie Royale des Sciences in Brüssel.

Philosophical Society in Cambridge, England.

Königliche Gesellschaft der Wissenschaften in Göttingen.

Mus6e Teyler in Haarlem.

Leopoldinisch-CaroUnische Akademie in Halle a. S.

Societas Scientiarum Fennica in Helsingfors.

Kongelige Danske Videnskabernes Selskab in Kopenhagen.

Köm'glich Sachs. Gesellschaft der Wissenschaften in Leipzig.

Academia real das Sciencias in Lissabon.

Royal Astronomical Society in London.

Royal Society in London.

Nautical Almanac Office in London.

Real Academia de Ciencias in Madrid.

Literary and Philosophical Society in Manchester.

Königlich bayer. Akademie der Wissenschaften in München.

Connecticut Academy of Arts and Sciences in Newhaven.

Acad^mie des Sciences, Institut de France in Paris.

^fecolc Polytechnique in Paris.

Kaiserliche Akademie der Wissenschaften in St Petersburg.

R. Accademia dei Lincei in Rom.

Kongliga Vetenskaps Academien in Stockholm.

Societas Regia Scientiarum in Upsala.

National Academy of Sciences in Washington.

Smithsonian Institution in Washington.

Kaiserliche Akademie der Wissenschaften in Wien.

Naturforschende Gesellschaft in Zürich.

Die Vierteljahrsschrift erhalten:

Johns Hopkins University in Baltimore.
Die Sternwarte in Grignon.
Societe scientifique Flammarion in Marseille.
Coppemicus- Verein in Thorn.

<»H«(-®>

Viertel] i

Vierteljahrsschrift

der

Astronomischen Gesellschaft.

Herausgegeben

den Schriftführern der Gesellschaft:

E. SCHOiNFELD . H. SEELIGEK

in Bonn in Müachen.

23. Jahrgang.

(Mil £Wt:i Lichtdruckbildcrn.)

Leipzig.

[n Commisaion bei Wilhelm Engeln]

Inhalt.

I. Angelegenheiten der Geaellscbslt.

An^ci^e betrcBend

/ahlunt^en an die Gesell schaftükassc l

Drucken rtectuten und Sonde rab lüge 2

AbtUeilung 55° bis 65° des ZonenCila)o(;s 153

Aufnahme neuer Mitglieder l, 134

Nekrologe :

A. Drechsler 15^

R. Engelraann ISJ

L. Grübet 231)

E. Lulhcr 3

A. Nilzelberger 2

Todesanzeigen I, 153. 23')

ZusammeDsIcIluog der

Comelen- Erscheinungen 1887 [j

Planeten- Entdeckungen [887 S

IL LiierariBche Anieigen,

Bell, L,, On Ihe absolute Wave-Iength of Light 273

Bruns, IL, Ueber die Integrale des Vielkörper-Probleuis. Erste

und Zweite Mittheilung 15g

Diiobek.O., DiemathemalischenTheorieii der Planeten-Bewegungen 178
Elktn, W., DelermiDation of the relative posilions of the piind-

pal surs in the group of Ihe Pleiades 286

d'Engelhardt, B., Observations ustronomiqnes fuites dans son ob-

servatoire ä Dresde. Premiire parlie loj

Ericsson, G., Definitive Bahnclemente des Cometen 1863 III . . 317

Seite
Holden, E., Publicalions of the Lick Observatory of the Univer-

sity of California. Vol. I 24 1

Kreutz, H., Untersuchungen über das Cometensystem 1843 I,
1880 I und 1882 II. Erster Theil. Der grosse Septem-
bercomet 1882 II 308

Küstner, F., Neue Methode zur Bestimmung der Aberrations-Con-
stante nebst Untersuchungen über die Veränderlichkeit
der Polhöhe 251

Kurlbaum, F., Bestimmung der Wellenlänge einiger Fraunhofer'-

scher Linien 262

Langley, S. P., Young, C. A., and Pickering, E. C, Pritchard*s

wedge photoroeter 214

Müller, G., und Kempf, P., Bestimmung der Wellenlängen von

300 Linien im Sonnenspectrum . ^1

Nyr^n, M., Zur Aberration der Fixsterne 68

Parkhurst, H. M., Photometrie observations of asteroids . . . 297

Plassmann, J., Beobachtungen veränderlicher Sterne angestellt in
den Jahren 1881 — 1888. Mit Erläuterungen und No-
tizen über die Helligkeit der Planeten Venus und Ura-
nus und anderer Sterne 61

Pritchard, C, On the Relative Proper Motions of 40 Stars in the
Pleiades, determined from Micrometric and Mcridional
Observations 295

Safarik, A.. Ueber den Lichtwechsel einer Anzahl von Sternen
aus der Bonner Durchmusterung und aus den Katalogen
rother Sterne von Schjellerup und Birmingham . . . 208

Schiaparelli, G. V., Osservazioni sulle stelle doppie. Serie prima

(1875-1885) 184

Stadthagen, H., Beiträge zur Untersuchung des Genauigkeitsgrades

astronomischer Berechnungen* 173

III. Astronomische Mittheilungen.

Jahresberichte der Sternwarten für 1887:

Basel 73

Berlin 73

Bonn 80

Breslau 83

Brüssel 84

Dresden (v. Engclhardt) 89

Dresden [Malfaemilischcr Salon) .

Düsseldorf

Genf

Götlingen

Gotha

Grignon

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Die Herren

J. Bartfay, Assistent am Polytechnicum in Budapest,
Abbe Sp6e, Astronom an der Sternwarte in Brüssel,
W. Wickmann, Astronom an der Sternwarte in Quito,
sind als Mitglieder der Astronomischen Gesellschaft aufge-
nommen worden.

Zur Mitgliedschaft haben sich femer gemeldet und sind
nach § 7 der Statuten durch den Vorstand vorläufig aufge-
nommen worden die Herren

S. C. Chandler, Astronom in Cambridge (Mass.),

Dr. H. Ebert, Assistent am physikalischen Institut der

Universität in Erlangen,
Dr. A. Schobloch auf Schloss Reichenau bei Falkenau

a. d. Eger,
Dr. R. Schumann , Observator an der Sternwarte zu
Leipzig.

Die Gesellschaft hat ihre Mitglieder

Dr. R. Engelmann in Leipzig am 28. März 1888,
Prof. J. C. Houzeau in Brüssel am 12. Juli 1888,
Hofrath Dr. A. Drechsler in Dresden am 29. August
1888
durch den Tod verloren.

Die Mitglieder der Gesellschaft werden darauf aufmerk-
sam gemacht, dass die Zahlungen an die Kasse der Gesell-
schaft gefalligst ohne besondere Aufforderung zu leisten sind,
bez. dass seitens des Rendanten keine Einziehung der Ein-
trittsgelder, Jahresbeiträge und sonstigen Verbindlichkeiten
durch Postauftrag oder dergl. stattfindet.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23.

Die Herren Mitarbeiter, welche von ihren Beiträgen
selbst eine Druckcorrectur zu lesen wünschen, werden ersucht,
dies, und ob die Beifügung des eingesandten Manuscripts
gewünscht wird, der Redaction jeweils mitzutheilen. Die
durchcorrigirten Bogen sind nicht an die Druckerei, sondern
gefalligst an einen der Herausgeber (bis auf weiteres zweck-
mässig an Prof. Schönfeld in Bonn), unter Rückgabe des
etwa wieder erhaltenen Manuscripts, einzusenden. Sonder-
abzüge werden nur auf besonderes Variangen der Herren
Verfasser angefertigt, welche die von ihnen gewünschte An-
zahl einem der Herausgeber rechtzeitig angeben wollen.

Alle hierauf bezuglichen Mittheilungen sind zweckmässig
alsbald mit der Einüefcrung des Manuscripts zu verbinden.

Nekrologe.

Alfred (Alois) Nitzelberger,

einer hochachtbaren Beamtenfamilie entstammend, wurde am
25. Februar des Jahres 1836 zu Wien in der Vorstadt Weiss-
gärber geboren. Er widmete sich den Studien und absol-
virte das Untergymnasium am k. k. akademischen Gymna-
sium und das Obergymnasium am k. k. Schottengymnasium
in Wien. Hierauf trat er in das Benedictinerstift zu den
Schotten in Wien ein, wo er am 21. September 1854 einge-
kleidet wurde. Während seiner theologischen Studien an der
k. k. Wiener Universität legte er am 29. September 1857 die
feierliche Profess ab und feierte, nach Vollendung dieser Stu-
dien am 26, Juli 185g zum Priester geweiht, am 31. Juli
185g in der Stiflspfarrkirche U. L. F. zu den Schotten in
Wien die Primiz. Kr wurde hierauf zum Professor assistens
für Physik und Mathematik am k. k. Schotten gymnasium be-
stimmt und, nachdem er seine philosophischen Studien an der
k. k. Wiener Universität vollendet und am 8, Oclober 1864
die Approbation in Mathematik und Physik für das ganze
Gymnasium erlangt halte, zum Supplenten befordert. Im
Mai 1873 nach erfolgter Resignation des Prof. Erembert Stagl
zum wirklichen Professor ernannt, lehrte er zunächst Mathe-
matik, dann successive auch Physik, womit er schliesslich
im Jahre iS7g auch die Leitung des physikalischen Cabinetes
und die Verwaltung der Schülcrladc übernahm. Im Monate
März des Jahres 1886 wurde er zum Gemeinderath der Stadt
Wien gewählt, konnte aber leider nur kurze Zeit sich dem
Wohle seiner Hitbürger widmen; denn er starb am 7. Sep-

tember desselben Jahres zu Ischl, wo er die Ferien zu seiner
Erholung zubringen wollte, an Gehimlähmung, tief betrauert
von seinen Brüdern und Schülern, deren Liebe und Achtung
er sich durch seine hervorragenden Tugenden, insbesondere
durch sein wohlwollendes Entgegenkommen erworben hatte.

Eduard Luther

wurde am 24. Februar 1 816 zu Hamburg geboren, wo sein Vater
erster Lehrer am Waisenhause war. — Beiläufig sei hier auf
wiederholte Anfragen bemerkt, dasater weder mit dem Re-
formator Martin Luther verwandt ist, dessen jetzt lebende '
Nachkommen nicht mehr direct in männlicher Linie abstammen
und daher sämmtlich andere Namen tragen, noch pait dem
Planetenentdecker Robert Luther in Düsseldorf. — Nachdem
Luther das Gymnasium seiner Vaterstadt durchgemacht hatte,
bezog er 1837 die benachbarte Universität Kiel, um sich dem
Studium der Mathematik zu widmen; doch zwei Jahre darauf
zog ihn der grosse Ruf der Königsberger Universität, an
welcher C. G. J. Jacobi, F. W. Bessel und Fr. Neumann wirk-
ten, nach Königsberg. Besonders an Jacobi und Bessel schloss
sich der junge Luther an, und beide wurden nach einander
von entscheidendem Einfluss auf seinen Studiengang und seine
Arbeiten.

Am 14. April 1847 promovirte er auf Grund der Disser-
tation über die Kriterien für die algebraische Lösbarkeit der
irreductiblen Gleichungen fünften Grades, welche auch in
Crelle's Journal, Band 34, abgedruckt ist. Bei der Disputation
über die Thesen waren der Mathematiker Duröge und der
Astronom Wichmann seine Opponenten, und als Socius und
Vertheidiger hatte er sich nach damaliger Sitte den Phy-
siker Kirchhoflf zugesellt, mit dem er immer in enger Freund-
schaft stand, und der mit ihm am gleichen Tage verschieden
ist. Die in der Inauguraldissertation behandelte Frage war
damals gewissermassen zeitgemäss. Nachdem Abel 1824
die Unmöglichkeit, die allgemeine Gleichung fünften Grades
algebraisch zu lösen, nachgewiesen hatte, handelte es sich
darum zu untersuchen, welche besonderen Gleichungen fünften
Grades algebraisch lösbar seien. Allerdings hatte Galois
diese Frage schon 1830 allgemein gelöst, doch wurden seine
wichtigen Arbeiten erst 1846 durch Abdruck in Liouville's
Journal bekannt und waren es damals in Königsberg noch
nicht. Durch Anwendung Aberscher Methoden fand Luther,
dass die Lagrange'sche Resolvente sechsten Grades einen

Factor ersten Grades und einen Factor fünften Grades haben,
und der letztere lauter gleiche rationale Wurzeln haben oder
irreductibel und algebraisch lösbar sein müsse.

Bald darauf habilitirte er sich in Königsberg als Privat-
docent der Mathematik und behandelte in seiner Habilitations-
schrift (Crelle's Journal, Band 37) in ähnlicher Weise die
Gleichungen sechsten Grades. Er fand als Bedingung der
algebraischen Lösbarkeit, dass die gegebene Gleichung zwei
cubische Factoren enthalten müsse, deren Coefficienten Wur-
zeln quadratischer Gleichungen sind, oder drei quadratische
Factoren, deren Coefficienten Wurzeln cubischer Gleichungen
sind, oder dass beides zugleich stattfinden könne, und er
untersuchte in allen Fällen den Grad der rationalen Factoren
der Re'solventen.

Im Jahre 1850 verheiratete sich Luther mit der Tochter
eines Königsberger Kaufmanns, Marie geb. Schlesius, die ihn
jetzt als Wittwe betrauert. Aus dieser Ehe envuchs ihm das
reinste und schönste Familienglück.

Inzwischen hatte er auf Jacobi's Anregung eine neue
Arbeit unternommen. Um die Störungen der Planeten, und
zu diesem Zwecke ihre gegenseitigen Entfernungen zu berech-
nen, hatte Jacobi neue und elegante Formeln aufgestellt, bei
denen gewisse Constanten, die von der gegenseitigen Lage
der Planetenbahnen abhängen, als Hülfsgrössen gebraucht
werden, und aus denen man, nur durch Einsetzen der excen-
trischen Anomalien der Planeten, sofort die gegenseitigen
Entfernungen findet. Diese Hülfsgrössen, die man die gegen-
seitigen Bahnelemente nennen könnte, hat Luther für alle
Combinationen der grossen Planeten und der Vesta berechnet
und in den Monatsberichten der Berliner Akademie vom
IQ. April 1852 veröffentlicht. Auch hatte er einen Beweis
der Jacobi'schen Formeln eingesandt, denselben aber schliess-
lich nicht veröffentlicht, denn mit rührender Bescheiden-
heit schreibt er: „Die von mir gegebene Ableitung dieser
Formeln ist von keinem Interesse, da die mir inzwischen von
Herrn Professor Dirichlet gütigst anvertrauten Papiere Jacobi's
eine Herleitung derselben enthalten, die anderweitig veröffent-
licht werden wird." Diese anderweitige Publication ist leider
nicht erfolgt, überhaupt bedauerte Luther, wenn er auf die
Sache zu sprechen kam, das frühzeitige Hinscheiden Jacobi's,
infolge dessen des letzteren weitere Absichten über die An-
wendung der von Luther berechneten Hülfsgrössen, also etwa
über die Berechnung der Störungsfunction und ihrer Compo-
nentcn aus den Entfernungen nicht bekannt geworden sind.
Vergl. auch Scheibner, Astr. Nachr. 2444.

Unter den nachgelassenen Papieren Jacobi's fand Luther

ferner eine neue elegante Lösung des Fundamentalproblems
der Geodaesie, und veröffentlichte dieselbe in Nr. 974 der
Astr. Nachr. Es handelt sich hier um die Aufgabe, wenn
die Länge einer geodaetischen Linie und für den Anfangs-
punkt die geographische Breite und Länge sowie das Azimuth
gegeben sind, diese drei Grössen für den Endpunkt zu finden.
Es gelang ihm auch aus den Manuscripten Jacobi's Auflösung
mit Beweis herzustellen und er veröffentlichte diese Resultate
ausführlich in Band 42 Nr. 1006 der Astr. Nachr. und in
Band 53 von Crelle's Journal. Indem Jacobi hier auf die
Hülfsgrössen zurückgeht, welche einer auf einer Kugel statt
auf dem Erdellipsoid ausgeführten geodaetischen Messung
entsprechen würden, entwickelt er die gesuchten Grössen ;iiit
Hülfe der Theorie der elliptischen Functionen in sehr schnell
convergirende Reihen, und gibt zweitens sehr elegante Aus-
drücke derselben durch Thetafunctionen.

Hiermit finden die theoretischen Arbeiten Luther's, die
unter dem Einfluss Jacobi's standen, ihren Abschluss. Denn
im October 1854 wurde ihm nach der Berufung von C. A.
F. Peters, dem Nachfolger von Bessel als Professor der
Astronomie, an die Sternwarte zu Altona die ausserordent-
liche Professur für Astronomie und die Benutzung des Helio-
meters übertragen, nachdem er bereits seit dem Juli den
beurlaubten Observator Wichmann vertreten hatte. Ausser
der Beobachtung von Cometen und kleinen Planeten unter-
nahm er sofort die Messung der 38 von Bessel beobachteten
Doppelsterne. Im Jahre 1856 wurde ihm nach dem Tode
von Busch, welcher BessePs Nachfolger als Director der Stern-
warte war, bis auf weiteres die Direction der Sternwarte
gemeinsam mit Wichmann übertragen, und er hielt es nun
für seine Pflicht, seine ganze Arbeitskraft der praktischen
Astronomie zuzuwenden. Daher förderte er möglichst die
Herausgabe der rückständigen Königsberger Beobachtungen
und Hess gemeinsam mit Wichmann in den ersten Jahren,
so schnell es anging, immer neue Bände derselben erscheinen.
Zugleich berechnete er aus den von Bessel an dem vor-
züglichen Repsold'schen Meridiankreis um das Jahr 1843 ge-
machten Beobachtungen die Declinationen der 36 Maskelyne-
schen Fundamentalsterne. Da diese Sterne einerseits in bei-
den entgegengesetzten Lagen des Instruments, andererseits,
so weit es möglich war, sowohl direct als auch vom Queck-
silberspiegel reflectirt beobachtet waren, so konnte auch die
Biegung des Kreises ermittelt werden, und da femer die
circumpolaren Sterne sowohl in oberer als in unterer Culmi-
nation beobachtet waren, so wurde zugleich die Polhöhe und
die Haupt-Refractionsconstante neu bestimmt. Die Resultate

wurden nach der Methode der kleinsten Quadrate mit 40
Unbekannten gewonnen und in Nr. 1076 der Astr. Nachr., so-
wie in definitiv verbesserter Form in Band 33 der Königsberger
Beobachtungen veröffentlicht. Sie wären wohl geeignet ge-
wesen, damals als Verbesserungen für die Declinationen des
Berliner Jahrbuchs eingeführt zu werden. Wenn das nicht
geschah, so liegt die Ursache wohl darin, dass man häufige
Aenderungen dieser Grundannahmen vermeidet, und dass die
Eigenbewegungen in Declination nicht zugleich ermittelt waren.

Im Jahre 1859 wurde Luther zum ordentlichen Professor
ernannt und übernahm, da Wichmann in demselben Jahre starb,
die alleinige Direction der Königsberger Sternwarte.

Nun wandte er sich der Untersuchung der bekannten
Zonenbeobachtungen zu, welche Bessel von 182 1 bis 1833
zwischen — 15° und + 45° I^^jclination ausgeführt hatte. Es
war nämlich wiederholt die Vermuthung aufgetreten, dass
manche Zonen constante Fehler enthalten, und Argelander,
der bei den ersten Zonenbeobachtungen als BesseFs Gehülfe
die eingestellte Declination abgelesen hatte und die Aus-
führung der Beobachtimgen genau kannte, kam auf die Ver-
muthung, dass oft die Wirkung der Gegengewichte, welche den
Druck der Fernrohraxe auf die Lager vermindern sollte, zu
gross gewesen sei, so dass während einer ganzen Zone die
Axe des Femrohrs sich nicht in den Lagern befunden habe
und daher ein durchgängiger Fehler einer ganzen Zone zu
befürchten sei. Um diese von Argelander angeregte Frage
zu entscheiden, beobachtete Luther 1860 bis 1863 am Rep-
sold'schen Meridiankreise einzelne Sterne aus jeder Zone, im
ganzen 1550 Sterne, und veröffentlichte seine Originalbeob-
achtungen 1882 in dem ersten Theil der 37**^" Abtheilung der
Königsberger Beobachtungen, die Resultate aus denselben und
die Vergleichung mit den Besserschen Zonen 1886 in dem
zweiten Theil derselben. Aus dieser Vergleichung geht her-
vor, dass die Unterschiede nur von der Ordnung der Beob-
achtungsfehler der Zonen sind, und Luther äusserte auch
mündlich seine Ansicht dahin, dass das Aufsuchen von durch-
gängigen Fehlern in einzelnen Zonen zu einem negativen
Resultat geführt habe. Dennoch zieht er seinen endgültigen
Schluss mit grosser Vorsicht und schreibt Königsb. Beob.
37II, S. IV: „Man erkennt aus dieser Zusammenstellung, dass
„allerdings in einigen Zonen alle Unterschiede in Rectascen-
„sion oder in Declination dasselbe Vorzeichen haben; in den
„meisten aber sind die Unterschiede so unregelmässig, dass
„eine definitive Entscheidung der Argelander'schen Vermuthung
„zur Zeit noch nicht getroffen werden kann. Fortgesetzte
„Beobachtungen einer grösseren Anzahl von Sternen derselben

„Zone würden hierüber Aufschliiss geben können." In der
That veranlasste Luther auch seine Gehülfen Kayser, Sievers,
Lorek und H. Oppenheim noch zu weiteren Beobachtungen
dieser Art, die aber noch der Vergleichung, meist auch noch
der Veröffentlichung harren. Die mitunter aufgetauchte An-
sicht, dass das Mittel der Differenzen Luther — Bcssel für
jede Zone als Correction an die Bessel'schen Zonen anzubrin-
gen sei, entspricht also nach obigem nicht Luther's Intentionen.
Auch wäre ein solches Vorgehen schon deshalb misslich, weil
von Luther durchschnittlich nur 3 Sterne aus jeder Zone
beobachtet sind, und zwar meist helle Sterne, bei denen
man also Eigenbewegung voraussetzen kann. Diese letztere ist
aber nur berücksichtigt, wenn die Unterschiede in u 0*7 oder
in d 10" überschritten.

Die grösseren constanten Fehler haben ihre Ursache
nicht in Bessel's Beobachtungen, sondern in den Bessel'schen
Zonentafeln. Daher Hess Luther neue und bequemere
Zonentafeln rechnen, die sich auf die Originalbeobachtungen
selbst, nicht auf die von Bessel bei den Zonen gemachten
Angaben stützen, und veröffentlichte dieselben 1886 in den
Königsb. Beob., Abth. 37 II.

Ebendaselbst gab er einen Catalog von 750 meist von
Bessel oder Busch an dem Reichenbach 'sehen Meridiankreise
der Sternwarte um das Jahr 1835 beobachteten Zodiacal-
sternen. Dieselben, von denen jeder mindestens fünfmal
beobachtet ist, verglich Luther mit den Beobachtungen von
Bradley, und die von Bradley nicht beobachteten Sterne mit
den Beobachtungen von Piazzi, und leitete daraus die Eigen-
bewegung in der Zwischenzeit ab.

Endlich ist als eine der wichtigsten Arbeiten des Ver-
storbenen die gesammte Revision von Bessel's Zonen-
Originalen zu nennen. Im Einverständniss mit Argelander,
welcher diese Arbeit anregte, wurde die Veröffentlichung so
eingerichtet, dass sich aus derselben die ursprünglichen An-
gaben von Bessefs Beobachtungen überall erkennen lassen,
damit ein Nachschlagen der Originalbeobachtungen selbst nicht
mehr nölhig werde. Die Arbeit, in den Königsberger Beob.,
Abth. 37 1, abgedruckt, enthält daher i) alle Sterne, welche
sich durch Neuberechnung anders ergaben als sie in den ge-
druckten Zonen (nicht etwa in Weisse's Catalog) stehen, 2) die
an mehreren Fäden beobachteten Sterne, deren auf den
Mittelfaden reducirte Antritte mehr als 0*3 von einander ab-
weichen, 3) die Sterne, bei denen die Zeitminute fehlt und
anders angenommen werden könnte, als sie in BesseFs Zonen
steht; endlich 4) alle Notizen, Striche und Randbemerkungen
Bessefs. Die umfangreiche und mühsame Publication wird

ohne Zweifel wie bisher, so auch ferner häufige Benutzung
finden und stets zu Rathe zu ziehen sein, sobald die Rich-
tigkeit einer Bessel'schen Beobachtung aus den Zonen in
Frage kommt

Eduard Luther war Mitglied der Astronomischen Gesell-
schaft, Associate der Royal Astronomical Society und Mit-
glied der physikalisch - ökonomischen Gesellschaft zu Königs-
berg, und hat in den Schriften der letzteren die Ergebnisse
seiner durch 31 Jahre und 8 Monate hindurch persönlich ge-
machten meteorologischen Beobachtungen für das Klima von
Königsberg publicirt. In Freundeskreisen war er ein beliebter,
munterer Gesellschafter von gutem Humor, und die Achtung
seiner CoUegen wusste er sich in hohem Masse zu erwerben.
Mehrmals wurde er in den akademischen Senat und 1868
zum Prorector der Universität gewählt, und war dann ein
eifriger Mitarbeiter und wohlmeinender Berather in der aka-
demischen Verwaltung. Sein Familienleben war einfach, treu
und glücklich, nur hatte er, ähnlich wie Bessel, den Schmerz,
einen erwachsenen begabten Sohn, Fritz Luther, zu verlieren,
der ihm schon als Gehülfe zur Seite gestanden und im An-
fang der 70 er Jahre an Ringmikrometer- und Heliometer-
Beobachtungen theilgenommen hatte. In den letzten Jahren
litt er ohne alle Klagen schwer an einem asthmatischen Uebel,
und am 17. October 1887 erlöste ihn ein schmerzloser Tod
von seinen Leiden.

J. Franz.

Zusammenstellung der Planeten -Entdeckungen

im Jahre 1887.

Im Jahre 1887 hat sich die Zahl der bekannten kleinen
Planeten um 7 vermehrt. Es wurden entdeckt:

265 Anna am 25. Februar von J. Palisa

in Wien

266Aline » 17. Mai » J. Palisa

» Wien

267 Tirza » 27. Mai > Charlois

» Nizza

268 Adorea » Q.Juni » Borrelly

» Marseille

269 Justitia > 21. September » J. Palisa

» Wien

27oAnahita * 8. October » C. H.F.Peters

» Clinton

271 Pcnthesilea » 13. October » Knorre

> Berlin

Die im -22. Jahrgang S. 10 noch nicht benannten Pla-
neten (262) und (263) haben die Namen „Valda" und
Dresda*' erhalten.

Von den schon seit einer längeren Reihe von Jahren
vergeblich gesuchten Planeten ist im verflossenen Jahre nur

die, schon in dem letzten Bericht erwähnte, Wiederauffindung
des Planeten (197) Arete gelungen.

In Bezug auf die Helligkeit der 7 neu entdeckten Pla-
neten ist zu bemerken, dass nur einer derselben, nämlich
Planet (270), bei der gegenwärtigen Opposition heller als 12.
Grösse geschätzt wurde, und dass ausser dem genannten
überhaupt nur noch zwei dieser Planeten um eine Grössen-
klasse heller als 12. Grösse werden können.

Die folgende Zusammenstellung gibt in üblicher Weise
eine Uebersicht der Helligkeitsverhältnisse der neu entdeckten
Planeten. Es sind neben der Nummer des Planeten an-
geführt :

1. die Grenzen, zwischen welchen die Grössenschätzungen
schwankten, auf die Entfernung zur Zeit der Opposition
reducirt ;

2. das Mittel aus diesen verschiedenen Schätzungen;

3. die mittlere Grösse des Planeten;

4. die Grenzen, zwischen welchen die Grössen liegen, die
der Planet zur Zeit der Opposition überhaupt erlangen
kann ;

5. die Anzahl der Schätzungen.

Grenzen der Mittel der Mittlere Grössen-Grenzen Anzahl der
Schätzungen Schätzungen Grösse bei der Opposition Schätzungen

265

12.2— 14.3

12.7

13.8

12.3— 15.2

266

12.0— 13.2

12.3

II.8

10.8 — 12.6

267

13.5—13.9

I3.Ö

14.0

13.3 14.5

268

12.0— 13.3

12.4

12.5

1 1.8— 13.2

269

12.0 12.8

12.3

12.7

1 1.3— 13.8

270

9.5—10.8

10.2

10.8

97 11.5

271

12.2 13.0

12.3

12.9

12.3— 13.4

Die Beobachtungen ergaben für sämmtliche Planeten
ausreichendes Material zur ßahnberechnung. Es wurden
nämlich beobachtet:

265 an 20 Tagen in einem Zwischenraum von 79 Tagen

> » » » » 69 »
» » > » > 74 >

> » » » » 47 *
» » > » » 83 *
» » » > » 125 *

> » » » » 95 *

Daraus wurden vorläufig folgende Haupt-Bahnelemente,
welche indessen bei erschöpfender Verwerthung sämmtlicher
Beobachtungen noch kleine Veränderungen erfahren dürften,
abgeleitet :

266

267

268

269

270

271

265 ß= 335^29'

^- 25^45'

(/) =

=15010'

0=2.42 Berberich

266 236 17

13 20

9 3

2.81 Lange

267 73 59

6 2

5 37

2.77 Charlois

268 121 52

2 25

7 23

3.09 Lange

269 157 20

5 25

II 40

2.62 Berberich

270 256 43

2 II

8 3

2.13 Viennet

271 337 15

3 35

5 50

3.00 Knopf

Bemerkens werth unter diesen Elementen sind diejenigen
des Planeten (265), welcher vermöge seiner grossen Neigung
bei der Opposition die hohen Declinationen von +60° (De-
cember 7) und — 73° (Juni 6) erreichen kann; Planet (265)
und (270) können der Erde ziemlich nahe, bis auf J=-o,qt
und 0.81, kommen.

Von Aehnlichkeiten der Bahnelemente mit denen älterer
Planeten dürften nur die folgenden hervorzuheben sein:

267

128

ß= 74?o t= 6?o
76.6 6.3

q>= 5^6

7.4

a = 2.77

2.75 i

269

163

201

^= 157-3 = 5-4
159.2 4.7
157-1 5.7

g)==: 11.7

9.0
10.3

a = 2.62 1

2.36

2.68

271

184

f^= 337.2 i= 3.6
338.0 5.8

335.7 1.2

q>= 5.8

5.9

a = 3.00
2.40

3.19

Von den im Jahre 1886 entdeckten 11 Planeten sind
bisher nur 5, nämlich (258), (259), (260), (263) und (264)
in der zweiten Erscheinung wieder aufgefunden; von zwei
anderen der genannten Planeten, nämlich (261) und (262),
steht diese Erscheinung noch bevor. Von älteren Planeten
ist dagegen der bisher nur in einer Erscheinung beobachtete
Planet (247) nunmehr in der dritten Erscheinung beobachtet
worden, so dass die Zahl der nur in einer Erscheinung be-
obachteten Planeten mit Ausschluss derjenigen 9 Planeten,
deren zweite Erscheinung noch zu erwarten ist, sich Mitte
Februar 1888 auf 18 beläuft.

In der folgenden Zusammenstellung sind der bequeme-
ren Uebersicht wegen wieder angegeben:

1. Die Zahl der Oppositionen, welche bisher stattgefunden
haben, mit EinbegrifT derjenigen Erscheinung, in welcher
die Entdeckung» erfolgte;

2. die Zahl derjenigen der genannten Oppositionen, in
welchen die Planeten beobachtet wurden;

3. diejenigen Planeten, auf welche die vorstehenden An-
gaben sich beziehen;

4. die Anzahl dieser Planeten.

Anzahl der

Anutbl

slattgef.

beöb.

Planeten

der Pla-

Oppositionen

neten

261, 262, 265, 266, 267, 268, 269,

270, 271

251. 254. 255, 256, 257

228

220

193

183, 188

149. "63

155. 156, 157. 175

über lo

99. "32

249, 250, 252, 253, 258, 259, 260,

263, 264

242, 247, 248

225

197, 217

177

237. 238, 239, Z40, 241, 243, 244,

245, 246

23z

222, 223

180

145

230, 233, 234, 235, 236

227, 229, 231

201, 203, 206, 2o8, 214

'9'. '95, 199

164, 166, 170

167

über lO

131

Anzahl der

»tattgef. { beob.

Oppositionen

Planeten

Anzahl
der Pla-
neten

8
9

über lo

7
9

über lo

8
9

über 10

9
über lo

I über lo
über lo
über lo

5
5
5

5
5
5
5

6
6
6
6
6

7
7

8
8

über lo

221, 224, 226

219

189, 194, 200, 205, 209, 211, 212,

213. 215
178, 182, 186, 187, 196
174, 176, 179
136, 144, 146, 150, 161, 162, 171

98, ^39. 147. 152

207, 2l8

192, 198, 202, 204, 216
169, 172, 184, 190
142, 148, 151, 158, 159, 160, 168
66, 77, 104, HO, 117, 123, 124,
125, 127, 141, 153

185

173

165

86, 96, 102, 105, 106, 107, 109,

III, 112, 116, 118, 119, 122,

126, 128, 130, 133, 134, 135,

137, 140, 143

181

120, 129, 138, 154

3
I

9
5
3
7
4

5
4
7

I
I
I

25
I

9^ 93, 95, 97, ^o'» »^i
103, 115

1-65, 67—76, 78—85, 87—90,
92, 94, 100. 108, 113, 114

271
Paul Lehmann.

Zusammenstellung der Cometen-Erscheinungen

des Jahres 1887.

Comet 1886 VII (Finlay). Vgl. V.J.S. 22, S. 20. Nach
dem Jahresberichte der Pulkowaer Sternwarte für 1886 — 87
ist es Hermann Struve gelungen, noch im April 1887 am
30 zoll. Refractor Beobachtungen dieses interessanten Cometen
anzustellen. Die letzte der bisher publicirten Beobachtungen
ist die von Pechüle in Kopenhagen vom 16. März 1887.

Zu den im vorigjährigen Referat angegebenen Beobach-
tungen treten noch hinzu*:

Albany AJ. 7. 84

Algier B.A. 4. 136

Berlin 117. 171

Bethlehem Penn. A.J. 7. 61

Bordeaux 1 1 7. 9g

Brüssel 117. 145

Cap 116.309; M.N. 47. 290

Cordoba 117.271; A.J. 7. 1 1 7

Genf 117. 41

Glasgow Miss. 117. 113

Greenwich M.N. 47. 275

Kopenhagen 1 18. 73

Kremsmünster 117. 147

Lyon B.A, 4. 100
Mailand 117. 163
Nizza B.A. 4. 134
Orwell Park M.N. 48. 55
Palermo 1 16. 263
Plonsk 1 16. 261
Princeton A.J. 7. iio
Rom 116. 331
Turin 117. 115
Washington A.J. 7. 62, 78
Wien 116.347; 119. 119
Windsor 117. 109

Comet 1886 Vlir, entdeckt 1887 Jan. 23 am Morgen-
himmel von Barnard in Nashville. Der Entdecker schildert
ihn als schwachen, runden Nebel von nahe i' Durchmesser,
= Stern 10"», mit Spuren centraler Verdichtung. Ein Schweif
war nicht vorhanden. Wie schon die ersten Bahnelemente
zeigten, war das Perihel bereits seit fast 2 Monaten verflossen;,
der Comet nahm rasch an Helligkeit ab, konnte aber doch
noch auffallend lange, zum Theil wohl auch wegen seiner
günstigen Stellung am Himmel — er wurde %^%'&x\^ Mitte
Februar für unsere Breiten circumpolar — bis Mai 22^ an
welchem Tage Palisa in Wien die letzte Beobachtung an-
stellte, verfolgt werden.

Die nachstehenden Elemente von H. V. Egbert, abge-
leitet aus 3 einzelnen Beobachtungen Jan. 24, Febr. 18 und

* Es sind verglichen die Zeitschriften: Astronomische Nach-
richten (ohne weitere Bezeichnung) bis Band 119 S. 128, Monthly No-
tices (M.N.) bis Vol. 48 p. 295, Comptes Rendus (CR.) bis Tome 106
p. 1258, Bulletin Astronomique (B.A.) bis Tome 5 p. 184, Astronomical
Journal (AJ.) bis Vol. 8 p. 8.

März 20, werden der definitiven Bahn bereits sehr nahe
kommen.

7'= 1886 Nov. 28. 41233 mittl. Zeit BerHn
n = 290° 5' 14"

Q = 258 II 58 ^ M. Aeq. 1887.0
t= 85 35 18
log g = 0.170274

Beobaclitungen:

Albany AJ. 7. 56, 61, 83
Algier CR. 104. 349; B.A. 4.

137
Bordeaux 116.157; 117.99;

CR. 104. 277,417
Cambridge Mass. 116. 143,

191; A.J. 7. 56
Dresden 117. 41
Göttingen 116. 157
Greenwich M.N. 47. 275
Hamburg 1 16. 249
Königsberg 116. 159
Kopenhagen 118.73

Kremsmünster 118. 105
Nashville 1 16. 251 ; AJ. 7. 63,

79
Nizza 117. 41 ; B.A. 4. 58, 194

Orwell Park M.N. 48. 56

Padua 116. 171

Palermo 116. 157

Paris 116. 159; C.R. 104. 276

Scarborough 116. 175

Washington A.J. 7. 62, 78

Wien 116. 159, 191, 367 ;

117. 41 ; 119. 119

Comet 1886 IX. Vgl. V.J. S. 22, S. 21. Die letzte Beob-
achtung auf der Nordhalbkugel fand 1887 Jan. 13 in Mai-
land statt. Auf der südlichen Halbkugel entdeckte Finlay
am Cap unabhängig den Cometcn am 29. April und beob-
achtete ihn an 4 Tagen bis Juni 16. Weitere Beobachtungen
von der Südhalbkugel sind bis jetzt nicht bekannt geworden.

Die nachfolgenden Elemente von O. C Wendell, abge-
leitet aus 3 Beobachtungen 1886 Oct. 7, Nov. 6 und Dec. 10,
'beruhen auf einer grösseren Zwischenzeit als die im vorig-
jährigen Referat mitgetheilten von Svedstrup, werden also
voraussichtlich der wirklichen Bahn näher liegen.

7= i886 Dec. 16. 53643 mittl. Zeit Berlin
71=223^42' 37r'8 I
R=i37 22 20.6 V -M. Aeq. 1886.0
«*=ioi 36 50.8 )
log ^=9.821738

Von Beobachtungen sind seither noch bekannt geworden:

Albany A.J. 7. 98 Kremsmünster 117,147

Algier B.A. 4. 136 Lyon B.A. 4. 100

Brüssel 117. 145 Mailand 117. 163

Cap 117. 339 Nashville A.J. 7. 41

Kopenhagen 117. 11 Nizza B.A. 4. 134

Orwell Park M.N. 48. 57 Rom 116.265

Palermo 116.265, 329 Turin 117. 117

Plonsk 116.261 Wien 116.347

Grosser Südcomet 1887 I. Der Comet gehört zu
der durch die Cometen 1843 I, 1880 I und 1882 II definir-
ten sonnennahen Cometengruppe, unterscheidet sich aber in
dem einen Punkte wesenth'ch von seinen Begleitern, dass bei
ihm von einem Kerne, der beim Cometen 1 880 1 wenigstens
noch schwach vertreten war, überhaupt nicht die Rede sein
konnte. Als schmaler, blasser Nebelstreifen von ca. 30*^ Länge
wurde er am 18. Januar des Jahres auf der Südhalbkugel
allgemein sichtbar. Am 28. Januar fand bereits die letzte
Beobachtung am Cap statt; der Comet verschwand spudos,
und zwar, was sehr charakteristisch ist, früher im Fernrohr
als dem blossen Auge. Von mikrometrischen Ortsbestimmungen
musste bei dem gänzlichen Mangel einer Verdichtungsstelle
abgesehen werden, und den Beobachtern blieb kein anderes
Mittel übrig, als den Ort des Cometen durch Ablesungen
der Sucherkreise oder durch benachbarte hellere Sterne fest-
zulegen.

Entsprechend den unsicheren Beobachtungen kann na-
türlich auch den aus ihnen abgeleiteten Elementen nur ein
sehr beschränktes Gewicht zuerkannt werden. Um dies
näher zu zeigen, führe ich hier die beiden Bahnen von Finlay
und von Chandler an, welche, obgleich sie sich wesentlich
von einander unterscheiden, doch die Beobachtungen gleich
gut darstellen.

Finlay Chandler

7'= 1887 Jan. 1 1.281 Jan. 1 1.267 niittl. Zeit B<;rlin
71= 89° 41' 41° 19'

ß=359 41 337 43

/=i4i 16 137 o

log ^=8.1644 7-7389

Mehr als der Beweis, dass der Comet in den Bahnen
der obengenannten Cometen einhergeht, ist aus diesen Ele-
mentensystemen nicht herauszulesen.

Die wenigen Beobachtungen finden sich:

Adelaide M.N. 47. 305 Melbourne 116. 143

Cap 116. 143; M.N. 47. 303 Rio CR. 104. 275

Cordoba 116. 143; 117.259; Windsor 116. 319; A.J. 7. 93

A.J. 7.91 Zur See M.N. 47.432

Am 13. Februar entdeckte Swift in Rochester 38™ fol-
gend und 4° südlich von dem Orte, wo nach den Finlay-
schen Elementen der Comet stehen sollte, einen ziemlich hellen

und einen sehr schwachen Nebel, welche er mit dem Co-
meten identificirte, und welche in der That bei den Nach-
forschungen, die im letztvergangenen Winter von verschiedenen
Beobachtern angestellt worden sind, nicht mehr aufgefunden
werden konnten. Barnard hält nun allerdings eine Ver-
wechselung mit dem 1 5™ vorausgehenden Nebelpaar Gen. Cat.
6q7 und 698 für möglich ; Swift jedoch erklärt eine solche für
ausgeschlossen und tritt entschieden für die Richtigkeit seiner
Beobachtungen ein.

Es ist nun wohl kaum ein Zweifel, dass die Januar-
beobachtungen des Cometen, wie unsicher sie auch sein
mögen, doch eine solche starke Correction der Elemente,
wie sie die Swift'sche Beobachtung verlangt, nicht vertragen
werden; andererseits aber darf wohl daran erinnert werden,
dass beim Cometen 1882 II zu verschiedenen Zeiten, bis zu
6^ vom Hauptcometen abstehend, schwache Nebelmassen
sichtbar gewesen sind, und dass man auf diese Weise auch
die Swift'schen Nebel erklären könnte, ohne sie direct mit dem
gesuchten Cometen zu identificiren.

Com et 1887 II, entdeckt von Brooks in Phelps am
Abend des 22. Januar 1887 in 18^ JR und +71° Decl. Der
Comet war ziemlich hell, stark verdichtet mit einem Kern
10. Grösse. Der Durchmesser der gesaramten Nebelhülle be-
trug 3'. Anfang Februar erreichte der Comet in +80° seine
grösste nördliche Declination; Mitte Februar war derselbe am
hellsten, anderthalb mal so hell als zur Zeit der Entdeckung;
Mitte März hörte er auf circumpolar zu sein; April 2;^ end-
lich, als die Helligkeit bis auf 0.4 gesunken war, fand die
letzte Beobachtung auf der Orwell Park Sternwarte in 5*» JR
und +20° Decl. statt.

Die folgenden Elemente sind von H. Oppenheim aus
einer Zwischenzeit von 62 Tagen abgeleitet:

7^=1887 März 17.0698 mittl. Zeit Berlin
71= 790 2^35^4 I
53=279 51 12.0 > M. Aequ. 1887.0
/=I04 17 19.8 )
logy=o.2i30io

Nach noch nicht beendigten Untersuchungen von Dr.
Stechert scheint die Bahn des Cometen eine deutlich aus-
gesprochene Ellipticität zu zeigen.

Beobachtungen:

Albany A.J. 7. 56, 61, 85
Algier CR. 104. 348; B.A. 4.
136, 423

Berlin 116. 189
Besanvon CR. 105.738
Bethlehem Penn. A.J. 7. 80

Bordeaux 1 16. 1 57 ; i i 7. 99 ;

CR. 104.277, 417
Bothkamp 118. 105
Cambridge Mass. 116. 191;

A.J. 7. 56
Dresden ii6. 203, 249, 267,

317,327
Genf 116.333; 117.55
Göttingen 116. 203, 249, 267;

117. 149
Greenwich M.N. 47. 275, 392
Hamburg 1 1 6. 203, 3 1 7
Kiel 116. 157, 189, 203
Kopenhagen 118. 73
Krerasmünster 117. 149; 118.

105

Mailand 116. 173

Nashville 116. 203; A.J. 7.63

Nizza B.A. 4. 135

Orwell Park M.N. 48. 59

Padua n6. 171

Palermo 116.219,265

Paris 1 16. 173 ; C.R. 104. 276

Plonsk 117. 305

Strassburg 116. 143, 157, 203

Toulouse C.R. 104. 487

Washington A.J. 7. 56, 62, 78,

86
Wien 116.173,203,205; 119.

119

Comet 1887 III, der zweite von Barnard in Nashville
im Jahre 1887 entdeckte Comet, aufgefunden Febr. 16 in
8^ iR und — 15° Decl. als sehr schwache Nebelmasse mit
gerftiger Verdichtung in der Mitte. Die nach Nordwest ge-
richtete Bewegung des Cometen war sehr bedeutend; am
20. Februar passirte er den Aequator , Ende des Monats
hatte er bereits die Decl. von +23° erreicht. Die für die
Angabe der Helligkeit gebräuchliche Formel versagte bei
diesem Cometen ihren Dienst; Mitte März ergab dieselbe
0.12 der Helligkeit zur Zeit der Entdeckung, der Comet war
aber, wahrscheinlich infolge der Entwickelung von Eigen-
licht, zu dieser Zeit leichter zu erkennen, als in den ersten
Tagen seiner Sichtbarkeit, und konnte sogar noch, trotz der
grossen theoretischen Lichtschwäche, bis April 10, an welchem
Tage ihn Plummer in Orwell Park zuletzt beobachtete, ver-
folgt werden.

Die folgenden Elemente von H. Oppenheim beruhen
auf einzelnen Beobachtungen von Febr. 17 bis März 11.

7'= 1887 März 28.48275 mittl. Zeit Berlin

71=172*^ o'iof'8

ß=i35 27 9.6

^'=139 47 4.8
log ^=0.002781

Beobachtungen :

Albany A.J. 7. 72,84

Algier CR. 104.670; B.A. 4.

137' 423
Berlin 116. 251

M. Aeq. 1887.0

Cambridge Mass. 116.267;

A.J. 7- 72, 79
Dresden 116.221,267,317
Genf 116. 251, 315

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 33.

Göttingen ii6. 221
Greenwich M.N. 47. 275
Hamburg 116. 221
Kopenhagen 118.73
Kremsmünster 117. 149
Nashville 116. 251 ; A.J. 7.72,

79
Nizza B.A. 4. 194

Orwell Park M.N. 48. 61

Palermo 116.267

Paris 116. 207; CR. 104.559

Rom 116. 251; 117. 269

Strassburg 1 16. 221, 267

Washington A.J. 7. 78

Wien 116.221,251; 119. 121

Com et 1887 IV, ebenfalls entdeckt von Bamard in
Nashville Mai 12 11^ Abends nahe im Meridian in — 31^ Decl.
Der Comet war ziemlich hell, 9.10*" Grösse, länglich, mit
einem kleinen sternartigen Kern in der Mitte. Sparen eines
Schweifes waren vorhanden, der sich später im Juni bis zu
einer Länge von 5' fortsetzte. Der Comet ging sehr rasch
nach Norden und wurde wegen seiner Helligkeit und seiner
günstigen Stellung am Abendhimmel sehr häufig beobachtet.
Mitte Juni erreichte er seinen grössten Glanz, das 2.4 fache
der Helligkeit zur Zeit der Entdeckung; beobachtet wurde er
zum letzten Male vom Entdecker selbst in Nashville Aug. 11,
als seine theoretische Helligkeit bis auf 0.3 gesunken war.
Ob ein am 19. August von Kammermann in Genf gesehenes
nebeliges Object dem Cometen angehört, wird einer näheren
Untersuchung bedürfen.

Nach den Untersuchungen von Chandler scheint die
Bahn des Cometen elliptisch zu sein; die von ihm aus Be-
obachtungen von Mai 14 bis Juli 12 abgeleiteten Elemente
lauten:

7'=i887 Juni 16.69829 mittl. Zeit Berlin
71=260° 21' 2of'5

Q=245 13 16.8

log ^=9.998086
log ^=0.144163

Beobachtungen :
Albany A.J. 7. 96, 103
Algier 117.57; CR. 104.

1493; B.A. 4. 424, 465
Berlin 117.43,385; 118.285
Besan^on CR. 105.513
Bordeaux 1 1 7. 1 5 1 , 307 ; CR.

104. 1822; 105.403
Bothkamp 117. 1 33« 215
Brüssel 119. 75
Cambridge Mass. 1 17. 243 ;

A.J. 7.96, III, 119, 152

M. Aeq. 1887.0

Cap 117.339

Dresden 1 17. 43, 59» ^33, 215

Genf 117.43; 118.239; 119.

39
Göttingen 117. 133

Gohlis 117. 213

Greenwich 117. 215

Hamburg 117. 119, 133

Kiel 117.31,43

Kremsmünster 118. 107

Marseille B.A. 4. 462

Nashville 117. 3^57» 243,385; Paris 117.43; CR. 104. 1360

A.J. 7. 96, 99, 111,126 Prag 117.59

Nikolajew 117.55; 119. 105 Rom 117.43,269,275
Nizza 117. 43; B.A. 4. 225, 380 Strassburg 117. 31
Orwell Park M.N. 48.61 Washington AJ. 7. 96, loi

Padua 117.43,101; 118.233 Wien 117.43; 119. 121
Palermo 117.31,59,101

Olbers'scher Comet 1887 V, unabhängig von der
Ginzerschen Ephemeride aufgefunden von Brooks in Phelps
am 24. August des Jahres. Die von Ginzel in seiner Haar-
lemer Preisschrift aus der Erscheinung von 18 15 abgeleiteten
Elemente legen das Perihel auf 1886 Dec. 17 mit einem
wahrscheinlichen Fehler von +1.6 Jahren. Die jetzige Wie-
derkehr, aus welcher sich die Zeit des Periheldurchgangs zu
7=1887 Oct. 8 ergibt, ist hiernach um 0.809 Jahre, also noch
weit innerhalb der angegebenen Unsicherheitsgrenze, verspätet
eingetroffen. Kammermann in Genf schildert den Cometen
am 29. August als hell 7.8**"^ Grösse, mit Kern und schwachem
Schweif, ein Aussehen, welches sich auch in den nächsten
Monaten nicht merklich änderte. Erst im December begann
der Comet, der andauernd nur am Morgenhimmel sichtbar
blieb, merklich schwächer zu werden, blieb aber doch noch
bis Ende Januar ein in Femröhren mittlerer Grösse leicht
erkennbares Object. Wie lange ihn die grossen Fernröhre
überhaupt zu verfolgen gestatten werden, lässt sich erst im
folgenden Jahre angeben.

Wenn man die ungunstigen Umstände der jetzigen Er-
scheinung gegenüber der von 18 15 in Betracht zieht, so wird
man zu der Behauptung berechtigt sein, dass die Helligkeit
des Cometen sich im allgemeinen gegen früher nicht geän-
dert hat. Zur Zeit der letzten Beobachtung im Jahre 18 15,
als der Comet zwar als ausserordentlich schwach, aber doch
noch als beobachtbar angegeben wurde, betrug die theoretische
Helligkeit i : r^J^ = 0.04 1 , während in dieser Erscheinung
der Comet mit vollkommeneren optischen Hülfsmitteln bis
unter i : r^/t^ =0.028 (März 13) verfolgt werden konnte.

Mit Beibehaltung des aus den Erscheinungen von 18 15
und 1887 sich ergebenden Werthes der Halbaxe hat Ginzel
aus 3 Beobachtungen 1887 Aug. 27, Sept. 6 und 14 das fol-
gende Elementensystem abgeleitet:

7'= 1887 Oct. 8.44719 mittl. Zeit Beriin
71=149° 45'47-'3

9>-

2g 40.

Aeq.

1887.0

33 53.

■ 0)

36 23,

log?=

0.079040

2»

Beobachtungen :

Albany AJ. 7. 128, 136, 152
Algier 117. 325; CR. 105.

43o> 511 ; ^-A. 4. 466
Besannen 117. 341 ; CR. 105.

431, 609
Bordeaux 118. 109; CR. 105.

456, 1001
Bothkamp 117.387; 118. 105,

287
Dresden 118. 271
Genf 117.293, 307; 118. 109,

379
Hamburg 117. 355» 3^7
Kiel 117.327,341,355
Königsberg 117.295,341,387;

118.41,93
Kremsmünster 1 17. 293 ; 118.

107
Leipzig 118. 249

Lyon CR. 105. 432, 487, 512
Mailand 117. 307
Marseille B.A. 4. 462, 464
Nashville 117. 327; A.J. 7. 127
Nikolajew 119. 105
Nizza CR. 105.456; 106.42;

B.A. 4. 467
Orwell Park 118.207
Padua 117.389; 118.233,

379; 119. 41
Plonsk 117. 327
Pulkowa 118. 109
Rom 117. 293
Stockholm 118. 379
Strassburg 1 17. 293, 341
Turin 117.293, 327; 118.75
Washington A.J. 7. 134
Wien 117.293; 118. 41; 119.

121

Als Zusatz zu meinem auf der Kieler Versammlung der
Astr. Ges. Herbst 1887 im Auftrage des Herrn Prof. Krueger
erstatteten Cometenbericht möchte ich bemerken, dass seit-
her noch folgende Herren sich zur Uebernahme von Cometen
zur definitiven Bahnberechnung bereit erklärt haben:

Dr. Ericsson

Comet

1779

Herr Larssen

1819 IV

Herr A. Schultz

1840 IV

Dr. B. Matthiessen

i88i V

Herr Buschbaum

1886 IX

Dr. C Stechert

1887 II

Mag. Heinricius

1887 III

Herr Frank Muller

1887 IV

Herr A. Berberich

1888 L

Ende April 1888.

H. Kreutz.

Literarische Anzeigen.

G. Müller und P. Kempf, Bestimmung der Wellen-
längen von 300 Linien im Sonnenspectrum. (Publicationen des
Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam Nr. 20. Bd. V.)
Potsdam 1886. VII, 281 S. 4°.

Ein allgemeiner Charakterzug der neueren physikalischen
Forschung, welcher dieselbe ganz wesentlich und vortheilhaft
von derjenigen vergangener Zeiten unterscheidet, ist das Be-
streben alle Beobachtungen und Messungen soweit möglich
auf absolutes Mass zu reduciren. Bei der schnellen £nt-
wickelung, welche fast alle Theile der Physik neuerdings er-
fahren haben, ist die strenge Durchführung dieses Princips
geradezu zur Noth wendigkeit geworden, nicht nur um den
organischen Zusammenhang der einzelnen Disciplinen unter
einander klarer hervortreten zu lassen, sondern auch um wei-
tere Fortschritte auf fester Grundlage zu ermöglichen. Die
Mängel, welche in dieser Hinsicht speciell der älteren Spec-
troskopie anhafteten, sind allen Spectroskopisten zu bekannt
und fühlbar gewesen, als dass weiter auf die Wichtigkeit und
Bedeutung aller derjenigen Untersuchungen hinzuweisen nöthig
wäre, welche im Laufe der Zeit zur Ermittelung der abso-
luten Wellenlängen im Sonnenspectrum vorgenommen worden
sind, und welche in der grossen Arbeit Ängström's einen vor-
läufigen Abschluss fanden. Es lässt sich der wohlthätige Ein-
fluss, den diese Arbeit hinsichtlich Ordnung und Vergleich-
barkeit der einzelnen Untersuchungen auf die ganze neuere
Spectroskopie ausgeübt hat, nicht hoch genug anschlagen;
denn an Vollständigkeit und Genauigkeit alle ihre Vorgän-
gerinnen weit übertreflfend bildete dieselbe einen Massstab,
auf welchen bis in die letzte Zeit jede spectroskopische Be-
obachtung mit genügender Sicherheit bezogen werden konnte.
Allein die raschen Fortschritte, welche die Technik in der
Construction von Spectralapparaten neuerdings zu verzeichnen
gehabt hat, haben diese Verhältnisse wesentlich verändert.
Die Genauigkeit, welche bei relativen Ortsbestimmungen im
Spectrum, sei es durch directe Augenbeobachtung oder noch

besser mit Hülfe der Photographie nunmehr erreicht werden
kann, übertrifft um ein Namhaftes diejenige der Angström'-
schen Fundamentalbestimmungen und verlangt, um nicht illu-
sorisch zu werden, mit Nolhwendigkeit, dass diese einer auf
entsprechende Steigerung ihrer absoluten Genauigkeit hinzie-
lenden Revision unterworfen werden. Es ist die Lösung
dieser Aufgabe, welche auf Anregung von Prof. Vogel die
Herren Verfasser der vorliegenden Schrift vorgenommen und
mit einer Sorgfalt durchgeführt haben, welche ihrer Arbeit
einen Charakter mustergültiger Vollendung verleiht, wie er
nur selten in der bisherigen spectroskopischen Literatur ange-
troifen wird. Ref. wird versuchen dies im folgenden durch
eine Uebersicht der Hauptpunkte der Untersuchung näher
zu begründen, muss aber gleich bemerken, dass nur durch
ein eingehendes Studium der Schrift selbst eine vollständige
Würdigung derselben möglich ist. Durch ausführliche Mit-
theilung aller Einzelheiten der Untersuchung haben die Ver-
fasser dies Studium dem Leser sehr erleichtert und — was
bei einer Fundamentalarbeit ausserordentlich wichtig ist —
dadurch auch eine vollständige Controle jeder einzelnen Zahl
ermöglicht.

Der Darlegung ihrer eigenen Untersuchungen haben
die Verfasser als Einleitung eine eingehende kritische Ueber-
sicht aller vorhergehenden Bestimmungsreihen der absoluten
Wellenlängen des Sonnenspectrums vorangeschickt. Ausgehend
von Fraunhofer, welcher, nachdem er beinahe gleichzeitig
die nach ihm benannten Linien im Refractions- und Inter-
ferenzspectrum der Sonne entdeckt, und empirisch das die
Lage derselben im letzteren Falle regelnde Gesetz aufge-
funden hatte, die ersten Versuche machte die Wellenlängen
derselben zu bestimmen, besprechen die Verfasser hier der
Reihe nach die mehr oder weniger vollständigen Untersu-
chungen von Esselbach, Stefan, Mascart, Mendenhall, Dit-
scheiner und van der Willigen, um schliesslich ihrer Bedeu-
tung gemäss des längeren bei denjenigen von Ängström zu
verweilen. Die Untersuchungen Cornu's , welche als eine
directe Fortsetzung der Angström'schen nach dem Ultravio-
letten hin anzusehen sind, werden, als ausserhalb des Rah-
mens der vorliegenden Arbeit liegend, nicht weiter berührt.
Aus dieser kritischen Studie hier einen Auszug zu geben
erscheint Ref. nicht nöthig, da der Hauptinhalt derselben
den Kennern der vorliegenden Frage nicht unbekannt sein
dürfte und seitens derselben kaum auf irgend einen Wider-
spruch stossen wird. Die Bemerkungen, welche zu den ein-
zelnen Untersuchungsreihen gemacht werden, sind nämlich
durchaus begründet und bilden in der That für das Vorneh-

men der vorliegcndeo Arbeit eine völlig genügende Moti-
virung.

Bei der Ausführung ihrer Untersuchungen haben sich
die Verfasser ganz besonders günstiger äusserer Umstände
zu erfreuen gehabt. Viele der Schwierigkeiten, welche sich
den Bemühungen der Vorgänger, Ängström nicht ausgenom-
men, hindernd entgegenstellten, und durch welche auch zum
grossen Theil die denselben noch anhaftenden Mängel sich
erklären lassen, waren im vorliegenden Falle mehr oder we-
niger beseitigt. Abgesehen von der bei weitem grösseren
Vollkommenheit des optischen Apparats, war die scharfe
Ermittelung der Gitterconstanten, worauf schliesslich Alles
hauptsächlich beruht, durch die den Verfassern zugänglichen
grossen Hülfsmittel der deutschen Normal-Eichungs-Commisr
sioik erheblich erleichtert und gesichert. Den zur Lösung der
letzteren Aufgabe vorgenommenen Operationen ist der zu-
nächst folgende erste Abschnitt des Werkes gewidmet.

Ausmessung der Gitter, Bei den vorliegenden Un-
tersuchungen sind im ganzen vier sämmtlich von WanschalT
in Berlin hergestellte Gitter angewandt worden. Dieselben
sind auf Glas gezogen und haben die folgende Anzahl Striche
und beiläufige Intervalle (letztere in Millimetern):
Gitter Nr. i 2151 Striche ? = 0,01

- 2 5001 • = 0.004

- 3 8001 • = 0,0025
» - 4 8001 » =0.0025

Die Gitter werden nach der Anzahl der Striche benannt
und die beiden letzten durch 8001 und 8001 L von einan-
der unterschieden. Die Längen der getheilten Flächen be-
tragen nach dem obigen beiläufig 21.5 und 20 mm. Wird
dieselbe mit / bezeichnet, so lässt sich aus der bekannten
Relation:

<U_ d/
X ~ l
für eine gewisse zu erzielende Genauigkeit der Wellenlän-
genwerthe diejenige Grenze feststellen, bis zu welcher die
Genauigkeit der Gitterausme.ssung getrieben werden muss.
Wünscht man mit den Verfassern den Wellenlänge - Bestim-
mungen eine sich bis auf die achte Stelle inclusive erstreckende
absolute Genauigkeit zu verleihen, so darf der noch zu dul-
dende Fehler nicht 5 Einheiten der neunten Stelle, also 0.05
Ä. E. oder 0.005 /</< übersteigen, was bei den obigen Gittern
für eine mittlere Wellenlänge = 540.0

gibt. Es darf also det wabrschetnlic!
iichen Gitterlänge nicht 0.0002 nim ü
Dauigkeit scheinen die Verfasser wohl
reicht zu haben, es ist aber auch das
den obwaltenden Umstanden zu erziele
Die Anwendung noch grösserer Gittei
keit zu dieser Genauigkeit zu gelangei
indessen meinen die Verfasser, dass
andere, die Herstellung solcher Gitter ei
Schwierigkeiten und dadurch möglich«
Fehler derselben aufgewogen wird. I
sehr wohl möglich; den neueren nunn
zügiichen Rowland'schen Metallgittem
weitem nicht so enge Grenzen gezogi
sind mit denselben bis jetzt keine abS'
einer Ausdehnung vorgenommen wori
Punkt ein sicheres Urtheü zuliesse.

Als die Verfasser ihre Arbeit aii
zur Ausmessung der Gitter zunächst
Normal - Eichungs-Commission verificirte
cimeter Länge und ein Messapparat mit '
von Hilger in London zur Verfügung,
sucht zuerst das Gitter und dann dei
Schraube auszumessen. Indessen stellt
dass die dadurch zu erzielende Ger
chend war, weshalb eine directe V(
mit einem der genau verificirten Massst
düng der feinen Hülfsmittel der Norma
nothwendig wurde. Diese Vergleichun
die beiden Gitter 2151 und 5001 aus
lüsung der beiden feineren Gitter erwi
roskopvergrösserung des Berliner Corr
Um dieselben zu bestimmen wurden m
slab zunächst zwei Hülfslheilungen vot
glichen und die dadurch ermittelte Läi
dam auf die Gitter übertragen. Diese
von Wanschaff mit derselben Theilmas«
Gitter gethcilt waren, auf einer Glask
bestanden aus 4 um i cm von einander
von denen im folgenden 1 und 3 als
4 als Hülfstheilung II bezeichnet werd

Der Massstab der Bcriincr Normal
mit welchem die (iitter verglichen wui
sches Stahlmeter in Trogform, welches
gelassenen Platin st reifen und die ßezeicl
Für denselben sind sowohl die Theilui

peraturcorrection von der Normal-Eichungs-Commission genau
bestimmt und den Verfassern zum Gebrauch mitgetheilt wor-
den. Um mit diesem Massstab die Gitter und die Hülfs-
lamelle zu vergleichen, wurde derselbe zunächst auf den
Tisch einer Repsold'schen Theilmaschine genau horizontal
und parallel der Bewegungsrichtung der beiden auf diesen
Tisch gerichteten lifikroskope gelegt, deren Fäden darauf in
Parallelismus mit den Theilstrichen des Massstabs gebracht
wurden. Alsdann wurde das Gitter mit Zwischenlage eines
Papierstreifens (zur Beleuchtung) auf den Massstab gelegt,
und dabei die Striche desselben möglichst genau parallel
den Mikroskopfaden gerichtet. Diese letzte Operation musste
bei jeder neuen Messungsreihe wiederholt werden, weil das
Gitter dabei jedesmal um ein Strichintervall von i mm zu ver-
schieben war. Kleine Fehler in der Parallelstellung werden
sich durch diese häufige Neujustirung im Mittel aufheben.

Die Messung selbst erfolgte nun folgendcrmassen. Die
beiden Mikroskope wurden zunächst bez. auf den Anfangs-
strich des zu benutzenden Intervalls des Massstabs und
auf die äusserste Gitterlinie eingestellt und diese Einstellungen
nochmals rückwärts wiederholt. Darauf wurden die Mikro-
skope um die Länge des Gitters verschoben und dieselben
Einstellungen am zweiten Ende des Gitters ausgeführt. Nach-
her wiederholte sich diese Operation in umgekehrter Folge,
so dass jede Messung i6 Einstellungen erforderte. Mit jedem
Strichpaare des Massstabes wurden zwei derartige Reihen
ausgeführt und darauf zum nächsten, um i mm entfernten
Paare übergegangen. Da im ganzen lo Paare benutzt wur-
den, so beruht eine vollständige Bestimmung der Gitterlänge
auf 320 Einstellungen der Mikroskope. Der Parallelismus
der Gitterstriche unter sich wurde theils durch häufige Aen-
derung der Lage der Gitter, theils durch zwei Messungs-
reihen am oberen und unteren Ende der Striche unter An-
wendung desselben Massstabintervalls geprüft und befriedi-
gend gefunden; die Temperatur wurde mit Hülfe eines auf
dem Massstab befestigten genau untersuchten Thermometers
bestimmt.

Was die beiden mit M I und M II bezeichneten Mikro-
skope der Repsold'schen Theilmaschine anlangt, so waren
etwaige fortschreitende Fehler ihrer Schrauben nicht zu be-
rücksichtigen, da bei den Messungen überhaupt nur 3 oder
4 Windungen derselben angewandt wurden und kein gemes-
senes Intervall mehr als eine Umdrehung betrug. Die perio-
dischen Fehler sind dagegen genau bestimmt und berück-
sichtigt worden. Der Schraubenwerth erwies sich in beiden
Fällen so nahe gleich, dass dafür dieselbe Grösse

I'= 0.050:

benutzt werden konnte. F
ein Mikroskop M III mit stäi
werden , dessen Schraube
als frei von periodischen F
Werth von

I '= 0.0 1 6;
besass.

Die in der oben mitg
sungen der beiden Gitter
Hülfstheilungen 1 und II ßni
3 1 ausrührlich mitgetheilt.
den kleinen Tafel eine voll
nutzung des Intervalls 0.5
werden :

Git
Miltl. Ter

Strich

Massslab

Gitter

377 364

168 160

165 166

+ '0 + 3

35^ 361

+ 85 +83

260 264

+ 85 +92

056 057

+9' +93

051 04s

+ 83 +80

270 370

In dieser Tafel enthj
ten Striche des Massstabs,
Einstellungen auf den Stric
ausgedrückt in Tausendtl
wobei die Zeichen + unt
angeben. Auf den Stab
gerichtet, auf 2151 und di<
auf 5001 M III. In der ('
sich die wegen periodisch«
Werthe der beiden vorherf
fünfte die Summe dieser M
tervall zu linden muss nämli
die Summe dieser Zahlen
Wegungsrichtung der Mikro;
gesetzt war. Schliesslich g

renz der an den beiden Seiten des Gitters gemessenen In-
tervalle, welche Differenz die Quantität angibt, um welche
die Länge des Gitters das in der ersten Columne bezeich-
nete Massstabintervall übersteigt. Für jedes der beiden Gitter
2 151 und 5001, sowie für die Hülfstheilungen I und II wur-
den 10 derartige Messungsreihen ausgeführt und ausserdem
für 2 151 die ganze Bestimmung nochmals zur Controle wie-
derholt. Die Resultate dieser sämmtlichen Reihen sind in
den Tabellen S. 32— 33 zusammengefasst. Von denselben
mag die erste der auf das Gitter 2 151 bezüglichen hier (mit
kleinen, durch das Format der V.J. S. bedingten Abkürzungen)
reproducirt werden:

Gitter 2151 verglichen mit „R. 1878."
Reihe i, / = + 19977.

0.5 bis

22.0

0.223

O.Ol 12

+ 61

— 5

21.5056

21.5168

+ 4

1.5 »

23.0

0.209

0.0105

— 1

21.5060

21.5165

-f I

2.5 .

24.0

0.241

0.0I2I

— 8

21.5053

21.5174

+ 10

3.5 »

25'.0

0.231

O.Ol 16

—29

21.5032

21.5148

— 16

4.5 »

26.0

0.222

0.0II2

— 10

21.5051

21.5163

- I

5 5 »

27.0

0.240

0.0I2I

—14

21 5047

21.5168

+ 4

6.5 •

28.0

0.231

O.Ol 16

— 8

21.5053

21.5169

+ 5

7.5 »

29.0

0.236

O.Ol 19

—20

21.5041

21.5160

— 4

8.5 .

30.0

0.213

0.0107

— 4

21.5057

21.5164

9.5 »

31.0

0.227

O.Ol 14

+ 61

— II

21.5050

21.5164

Mittel

0.227

0.0114

+61

— II

21.5050

21.51643

-j-0.00015

Die erste Columne dieser Tabelle gibt das benutzte
Massstabintervall. Die dazu gehörenden Correctionen wegen
Temperatur und Theilungsfehler, sowie der corrigirte Werth
des Intervalls finden sich in den Columnen 4, 5, 6. Der
Ueberschuss der Gitterlänge über das Intervall ist in der
Columne 2 aufgeführt und in der folgenden Columne mit
Hülfe des oben angegebenen Schraubenwerthes in Millimeter
verwandelt. Schliesslich gibt Columne 7 die aus den Wer-
then der Columnen 3 und 6 resultirende Gitterlänge, und 8
die zugehörige Abweichung vom Mittel. In solcher Weise
sind für die beiden Gitter und die beiden Hülfstheilungen
die in der folgenden Tafel enthaltenen Längen erhalten
worden:

Gitter 21

Gitter 5001

Reibe i

Reihe 2

21.5168

21.5160

20.0075

5165

5168

0084

5174

5166

0084

5148

5152

0077

5163

5162

0065

5168

5172

0056

5169

0074

5160

5163

0062

5164

5167

0061

5164

5172

0062

21.51643

21.51651

20.00700

+ 15

± 13

+ 21

/= i9?77

i9°35

i4?39

Hülfsth. I

Hülfsth. II

20.0127

20.0122

0134

0122

0134

0125

0136

0121

0126

0129

0136

0128

0133

0127

0131

0130

0128

0135

0119

20.01322 20.01251

+ 8 ±8

/ = I4?09 13^69

Um diese Werthe mit einander vergleichbar zu machen
hat man dieselben noch auf eine und dieselbe Temperatur
zu reduciren. Als solche nehmen die Verfasser /=+i6?o
an und erhalten unter Anwendung des Ausdehnungscoefficien-
ten 0.0000085 für Glas die folgenden Werthe*:

Gitter 2151 Z=2i.5i582

» 5001 =20.01127 . ^^ , j^Oq

Theilung I =20.01354 ' '

> II =20.01290

* Die direct gemessene Länge des Gitters 5001 ist um ein

Strichintervall oder um 0.00400 mm vergrössert worden, weil bei der

Messung desselben nicht die beiden äussersten Striche, sondern die
Mitten der beiden äussersten Strichpaare eingestellt wurden.

Nachdem io dieser Weise die Längen der beiden Hülfs-
theilungen I und 11 ermittelt waren, hatte man mit denselben
die beiden Gitter Sooi und Sooi L zu vergleichen. Zu die-
sem Zweck wurde ein früher zur Ausmessung der bei dem
Venusdurchgang aufgenommenen Sonnenphotogramme be-
nutzter Repsold'scher Comparator mit einigen Modificationen
angewandt. Derselbe besteht im wesentlichen aus einem
starken über einen soliden Tisch geführten Eisenbogen, auf
dem eine sehr genau gearbeitete Schlittenführung angebracht
ist, die das Mikroskop trägt. Unter dem Mikroskop befindet
sich der zum Zweck der Beleuchtung durchbrochene Object-
tisch, welcher in einer zur ersteren rechtwinkligen Schlit-
tenführung beweglich ist. Um die im gegenwärtigen Falle
in Frage kommenden feinen Objecte scharf einzustellen, fan-
den es die Verfasser zweckmässiger, diese Einstellung von
den Objecten aus statt am Mikroskop auszuführen. Zu dem
Zweck wurde zunächst eine Glasplatte fest auf dem Ob-
jectschlitten befestigt, und auf diese Platte wurden zwei mit
Correctionssch rauben versehene gläserne Tischchen gestellt,
auf welche die Objecte, also Gilter und Vergleichungslamelle,
gelegt werden konnten. Nach einer angenäherten Einstellung
des Mikroskops konnte nun mit Hülfe dieser Corrections*
schrauben jedesmal die weitere Feineinstellung des Objects
mit grosser Genauigkeit geschehen. Zunächst wurden jetst
Gitter und Hülfslamelle so auf ihre resp. Tischchen gelegt,
dass ihre Striche der Schlittenführung des Mikroskops par-
allel liefen, und das letztere so gestellt, dass dessen Faden-
bewegung rechtwinklig zu derselben Schlittenführung oder
parallel derjenigen des Objecttisches und der Gitterlänge er-
folgte. Vermöge der ersteren Bewegung konnte man somit
von einem Endstrich der Lamelle zum ersten Strich des
Gitters übergehen, während die zweite Bewegung das andere
Ende des Gitters und den zweiten Strich der Lamelle unter
das Mikroskop brachte. Damit diese Methode aber genaue
Resultate tiefere, muss vor allem die Bewegung des Object-
tisches eine geradlinige sein; ist dieselbe z. B. kreisförmig,
so muss ein dem Abstände der beiden Objecte von einander
proportionaler Fehler entstehen. So fand sich in der That
bei einem Abstand der beiden Objecte von 5 cm eine Dif-
ferenz von o.ooio mm, und bei 10 cm eine solche von
0.002 1 mm, was auf einen Drehungs winke! von 4^3 und einen
Krümmungsradius von 952 Meter schliessen lässt Unter sol-
chen Verhältnissen haben die Verfasser die Messungsmethode
dahin abgeändert, dass der Objecttisch überhaupt nicht zur
Verwendung kam, sondern nur der sich viel sicherer bewe-
gende Mikroskop Schlitten. Zu dem Zweck wurde derselbe

mit einem zweiten Mikroskop versehen und die Objecte wur-
den so orientirt, dass die Striche derselben nunmehr zur
Schlittenführung der beiden Mikroskope rechtwinklig standen
und Gitter und Lamelle unter je ein Mikroskop zu liegen
kamen. Eine etwaige bogenförmige Bewegung der beiden
Mikroskope kann dann nur projectivisch wirken und somit
nur verschwindend kleine Fehler veranlassen. Es erwies sich
auch" ein Vertauschen der Objecte mit einander zur Elimina-
tion solcher Fehler vollständig überflüssig.

Das eine der benutzten Mikroskope war das vorher
erwähnte Mikroskop M III, aber mit einer stärkeren Vergrös-
serung. Das zweite, neu hinzugefügte M IV war ebenso wie
M III frei von periodischen Fehlern. Die Schraubenwerthe
wurden durch Messung mehrerer Intervalle auf den verschie-
denen Gittern wiederholt bestimmt, und zwar in Millimetern zu
i' = 0.009601 + 0000008 für M III
1"^ = 0.024679 + 0.000009 » - M IV.

Aus dem Obigen erhellt, dass die Anordnung des Ap-
parats der in Berlin bei den Vergleichungen mit R. 1878
benutzten völlig analog war. Die Messungen erfolgten auch
in derselben Weise, indem zunächst auf die Hülfstheilung,
dann zweimal auf den ersten Gitterstrich und sodann wieder
auf die Theilung eingestellt wurde. Alsdann wurden die
Mikroskope um die Gitterlänge verschoben und dieselben
Einstellungen auf der zweiten Seite des Gitters gemacht,
worauf die ganze Operation nochmals rückwärts wiederholt
wurde. Unter den starken Mikroskopen erschienen die Striche
der Gitter und besonders der Hülfstheilungen als Gruben
mit aufgewühlten Rändern, und es wurden die Einstellungen
gewöhnlich bei den Gittern auf den hellen Grund der Striche,
bei den Hülfstheilungen aber auf die Ränder der Gruben
gemacht. Bei den Gittern wurden jedesmal die drei äusser-
sten Striche beobachtet, und da daraus das Mittel gebildet
wird, so hat man zur direct gefundenen Länge noch die
Länge zweier Intervalle als Correction hinzuzufügen, um die
wahre Länge des Gitters zu erhalten.

Die Temperatur wurde bei den Messungen beobachtet,
hat aber hier keinen merklichen Einfluss, weil beide Objecte
aus demselben Material, nämlich aus Glas bestanden.

Die in solcher Weise angestellten Messungen findet
man in den Tabellen S. 39 — 44 ausführlich mitgetheilt. Die-
selben erstrecken sich ausser auf die Gitter 8001 und 8001 L
noch auf das Gitter 5001, um den schon vorher gefundenen
Werth desselben nochmals zu controliren. Alle drei Gitter
wurden mit beiden Hülfstheilungen, und zwar das Gitter
8001 durch je 6, die beiden übrigen durch je 5 vollständige

Messungsreihen verglichen. Eine solche Reihe mag hier als
Probe der Anordnung der Messungen etwas abgekürzt auf-
geführt werden:

Gitter 8001
verglichen mit Hülfstheilung I.

Strich d.
Theilung

Theilung

Gitter

Mittel

Differenzen
Umdrehungen Millim.

935
930

924

929

913
921

918
924

130
125
108
108
III
123
114
122

673 767 877
673 776 880

413 513 606
420 510 609
407 509 613
418 513 610

680 790 884
676 783 886

030

017
01^

019

774
512
512

783

—0.013 —0.262
—0.002 —0.271

—0.00012
—0.00647

3
3

— 0.00659

—0.00002
— 0.00669

—0.00671

Die vier ersten Columnen der Tafel sind hier des For-
mats wegen unterdrückt Sie enthalten der Reihe nach:
Datum, Beobachter, Lage des Gitters (wobei 1. das Mikro-
skop links = M IV, r. das Mikroskop rechts = M III bedeu-
tet) und Temperatur. Es folgt sodann als Columne 5 (oben
1) der angewandte Strich der Lamelle, hier also Hülfsthei-
lung I. Die folgenden beiden Columnen geben die Einstel-
lungen auf die beiden Strichränder der Hülfstheilung und
auf die drei Grenzstriche des Gitters, ausgedrückt in Tau-
sendtheilen der Schraubenumdrehung der beiden Mikroskope
M III und M IV. Es folgen die hieraus gebildeten Mittel,
deren Differenzen in der vorletzten Columne sich finden.
Nachdem diese mit Hülfe der vorher angegebenen Schrau-
benwerthe in Millimeter verwandelt sind, wird in der letzten
Columne deren Summe = Gitter — Theilung gebildet. Aus
demselben Grund wie bei den Berliner Messungen muss
auch hier die Summe, nicht die Differenz genommen werden.

Mit Hülfe der vorher bestimmten Werthe der Hülfs-
theilungen ergeben sich nun aus den Zahlen der letzten Co-
lumne unmittelbar die Längen der Gitter. Diese Resultate,
durchweg in Millimetern, sind in den Tafeln S. 45 enthalten,
denen die folgende Uebersicht entnommen ist:

Gitter 8001 verglichen mit

Theilung I Theilung II

20.0069 20.0063

0060 0057

0077 0072

0063 0055

0067 0059

0066 0062

20.00670 + 0.00016 20.00613 db 0.00016

Gitter 8001 L verglichen mit

Theilung I Theilung II

20.0081 20.0077

0082 0075

0084 0086

0081 0081

0089 0076

20.00834 + o.oooio 20.00790 i 0.00013

Gitter 5001 verglichen mit

Theilung I Theilung II

20.0041 20.0040

0043 0039

0043 0042

0042 0039

0041 0039

20.00420 + 0.00003 20.00398 ± 0.00004.

Die Uebereinstimmung, obgleich sehr gut, entspricht
dennoch nicht völlig den geringen wahrscheinlichen Fehlern.
In den Bestimmungen sind also noch kleine constante Fehler
vorhanden, gegen welche die reinen Beobachtungsfehler ziem-
lich unbedeutend sind. Aus diesem Grund halten es die
Verfasser für unnütz, den Bestimmungen verschiedene Ge-
wichte beizulegen, und bilden als Resultat der Untersuchung
einfach die Mittel, welche, um zwei Strichintervalle vergrös-
sert, für die schliesslichen Längen der Gitter die folgenden
für /=i6?o geltenden Werthe ergeben:

Gitter 8001 L = 20.01142 mm
» 8001 L = 20.01312
» 5001 = 20.01209

Für 5001 war vorher gefunden worden:

L = 20.01127
also endlich

Gitter 5001 Z = 20.01 168 mm.

Mit Hülfe dieser Gitterlängen wurden nun einige in-
zwischen angestellte Messungen einiger Hauptlinien berech-
net. Zwischen den aus den verschiedenen Gittern abgelei-
teten Werthen fanden sich indessen dabei so grosse Diffe-
renzen, dass eine nochmalige Controle ^er Gitterlängen,
namentlich für die beiden Gitter wünschenswerth erschien,
welche mit Hülfe der Lamellen theilungen bestimmt waren,
und bei denen wegen der mittelbaren Uebertragung in erster
Linie ein merklicher Messungsfehler vermuthet werden konnte.
Es wurden daher Vorrichtungen getroffen, diese Gitter eben-
falls mit dem Massstabe R. 1878 direct zu vergleichen, indem
die bei den ersten Berliner Vergleichungen fehlenden Mittel
zur Beleuchtung und Justirung unter Anwendung starker Mik-
roskop vergrösserung nunmehr hergestellt wurden. Sodann wur-
den die Messungen in völlig derselben Art wie die Potsdamer
Vergleichungen ausgeführt, nur Wurde, in Analogie mit den Ein-
stellungen auf die drei Grenzlinien des Gitters, auf den Strich
des Massstabs ebenfalls drei mal eingestellt. Auf den Mass-
stab war das Mikroskop M II gerichtet, auf das Gitter M III,
aber mit anderer Vergrösserung, so dass der Schraubenwerth
jetzt ein anderer, und zwar

i'= 0.00973 ± o.ooooi mm
war. Zunächst wurde das Gitter 5001 ausführlich gemessen,
und zwar von beiden Beobachtern unabhängig von einander,
um etwaigen persönlichen Unterschieden auf die Spur zu
kommen, darauf das Gitter 8001 und schliesslich 2 151. Diese
Messungen und deren Resultate finden sich in den Tabellen
S. 48 — 57. Sie stellen sich wie folgt heraus:

Gitter

5001

Gitter 8001

Gitter 2151

Beob. M.

Beob. K.

20.0032

20.0033

20.0067

21.4957 mm

0043

0045

0076

4956

0035

0042

0075

4949

0040

0043

0067

4942

0027

0052

0071

4953

0048

0050

0063

4971

0044

0047

0064

4973

0044

0035

0068

4956

0063

0047

0064

4959

0048

0050

0063

4966

20.00424

20.00444

20.00678

21.49582

± 21

t = 20?55

20?27

20? 15

20? 18

Wie man sieht, stimmen die für das Gitter 5001 von

Vierteljahrsschr. d, Astronom. Gesellschaft. 33. 3

den beiden Beobachtern gefundenen Werthe innerhalb der
Grenzen der wahrscheinlichen Fehler mit einander überein,
und es können somit irgend welche persönliche Fehler als
ausgeschlossen angesehen werden. Man erhält folglich nach
Hinzufügen der Werthe von zwei Intervallen und Reduction
ttuf +16'' die folgenden Gitterlängen:
Gitter 5001 Z = 20.01159 1

» 8001 = 20.01107 > '= + i69o.

- 2151 =21.51507 \
Die Abweichungen dieser Werthe von den vorher er-
haltenen, nämlich bez. 0.00009, 000035, 0.00075 mm, sind,
mit Ausnahme vielleicht der letzten, nicht so gross, dass nicht
das eine System als dem andern gleichwenhig betrachtet
werden könnte. Für eine mittlere Wellenlänge X ;= 540 wür-
den denselben Wellenlängenfehler von bez. nur 0.002, 0.009,
O.oig fi/i entsprechen, Grössen, welche, wie sich zeigen wird,
die zwischen den aus den einzelnen Gittern abgeleiteten
Weilen längen Systemen auftretenden Differenzen nicht dar-
stellen. Die letzteren werden deshalb in der besonderen
Beschaffenheit der Gitter selbst begründet sein, und es
lässt sich auch eine, wie es scheint, sehr plausible Er-
klärung derselben aufstellen, über deren Zulässigkeit eine
scharfe mikroskopische Musterung der Gitter entscheiden
dürfte. Als Grundlage für die Reduction der Spectraibeob-
achtungen benutzen die Verfasser zunächst die folgenden
schliessllchen Mittelwerthe der Gitterlängen:
Gitter 2151 L = 21.51544 11

5001 = 20.01164

8001 = 20.0112,

8001 L = 20.0131

, / = + i69o
— 20.0'"= ' ^

Nachdem somit die Längen der Gilter gefunden waren,
konnten die Verfasser an die eigentlichen Spectralbeobach-
tungen gehen. Die nähere Beschreibung des dabei in An-
wendung gekommenen Apparates und der Beobachtungs-
methode bildet den Inhalt des zweiten Abschnitts des
Werkes, aus welchem das Folgende mitgctheilt werden mag.
Das Spectrometer wurde aus disponiblen Theilen an-
derer Apparate aufgebaut. Von einem grösseren Repsold-
schen Universalinstrumcnt wurde der obere Theil nebst
Höhenkreis beseitigt und an dem einen Axenlager eine starke
Messinghülse angebracht, welche das mit einem Stahlzapfen
versehene Beobachtungsfernrohr aufnahm und mittelst Zug-
un<l Druckschrauben eine zur Berichtigung der Neigung der

optischen Axe des Fernrohrs dienende Verstellung znliess.
Durch diese Hülse ist das Femrohr mit dem Horizontalkreis
des Instruments fest verbunden und mit diesem um die ver-
ticale Axe desselben drehbar. Der CoUimator wurde von
einer starken mit dem Fuss des Instruments fest verbundenen
Säule getragen, an der die zum Justiren desselben nöthigen
Vorrichtungen angebracht waren. Die Oeffnungen und Brenn-
weiten der beiden Fernröhre betrugen bez. 37 und 400 Milli-
meter, Der sorgfaltig gearbeitete Spalt konnte mittelst einer
Mikrometerschraube messbar geöffnet und zugleich um die
Axe des Collimators gedreht, also horizontal oder vertical
gestellt werden, was zur Berichtigung des Apparats gewisse
Bequemlichkeiten gewährt. Im Beobachtungsfemrohr befand
sich ein Horizontalfaden, auf dem der Schnittpunkt zweier
um 60^ zu einander geneigter Fäden lag.

Zur Aufnahme des Gitters diente ein kleiner Tisch,
der sich um einen Zapfen drehen liess, welcher selbst in
einem auf der verticalen Axe angebrachten Aufsatz justirbar
eingelassen war. Mit Hülfe von vier Correctionsschrauben
konnte die Lage dieses Zapfens so regulirt werden, dass die
Drehungsaxe des Tischchens mit derjenigen des Instmments
zusammenfiel, und ausserdem liess sich durch Justiren der
oberen Tischplatte mittelst dreier Correctionsschrauben die
Ebene des Gitters der verticalen Axe des Instmments par-
allel stellen.

Der Horizontal kreis des Instruments, an dem die De-
viationen der Spectrallinien gemessen werden sollten, hatte
einen Durchmesser von 12 Zoll und zwei Theilungen bez.
von 4 zu 4 und von 10 zu 10 Minuten. Zur Ablesung der
feineren Theilung dienten zwei an beliebigen Stellen des
Kreises festzustellende Mikroskope, deren Schrauben eine 2'
des Kreises entsprechende Steigung und eine in 60 Theile
getheilte Trommel hatten. Es konnte demnach unmittelbar
2'' abgelesen werden. Bei den eigentlichen Spectralmessungen
standen die Mikroskope stets in 180° Entfernung von ein-
ander; nur für die Ermittelung der Theilungsfehler des Kreises
wurden andere Stellungen derselben benutzt. Die gröbere
Theilung konnte mit Hülfe eines festen Index und einer Lupe
abgelesen werden.

Ehe zu den eigentlichen Messungen geschritten werden
konnte, waren noch die Fehler der dabei anzuwendenden
Theile des Apparats näher zu untersuchen. Um zunächst
die periodischen Fehler der Schrauben zu bestimmen, wur-
den die bez. etwa ^/^ und ^/^ Umdrehung betragenden In-
tervalle der beweglichen Fadenpaare derselben ausgehend von
den Punkten o 10 20 u. s. w. der Trommeln gemessen, und

aus den für die- einzelnen Windungen gefundenen Werthen
Mittel gebildet, die zu den folgenden Correctionsformeln
führten :

A. . . . Corr, =+0.548 cos« — o.i2i^in« — o.oiocos2tt

— 0.074 sin 2u

B. . . . » =—0.851 cos « + o. 114 sin« — 0.17 1 cos 2«

— 0.055 sin 2«.

In diesen Formeln sowie in den aus denselben berech-
neten Correctionstafeln sind die Correctionen in Trommel-
theilen gegeben.

In betreff der Theilungsfehler des Kreises haben sich
die Verfasser damit begnügt, alle 5^-Striche zu untersuchen,
um daraus die regelmässigen Theilungsfehler abzuleiten. £s
wird dies jedenfalls genügen, da die zufalligen Fehler durch
die Anordnung der Beobachtungen selbst, indem jede Linie
in mehreren Ordnungen, also bei sehr verschiedenen Devia-
tionen beobachtet wurde, unschädlich gemacht sein dürften.
Die Untersuchung geschah in der Weise, dass die Mikroskope
in Intervallen von 180^, 90°, 60°, 80° von einander be-
festigt, und die Fehler aller io°- Striche durch Herumtragen
dieser Intervalle um den Kreis von verschiedenen Ausgangs-
punkten aus bestimmt wurden. Mit Hülfe eines Abstandes
der Mikroskope von 45° wurde zu den Strichen 45^ ^35°
2;?5^ 315°, rnid von diesen aus mittelst zweier Intervalle von
40° und 30^ zu den übrigen 5°-Strichen übergegangen. Jede
Messungsreihe wurde, um kleine Aenderungen im Apparat
während der Messung zu eliminiren, stets in umgekehrter
Richtung wiederholt. In der folgenden Tafel sind die in
gewöhnlicher Weise abgeleiteten Theilungsfehler, ausgedrückt
in Theilen der Schraubentrommeln, gegeben.

Ables.

Beob.

Rechn.

B.— R.

0°

+ 1.19

+0.73

+0.46

+0.37

+0.78

— 0.41

+0.86

+0.80

+0.06

+0.27

+0.80

—0.53

+0.98

+0.77

+0.21

+0.36

+0.73

—0.37

+0,44

+0.67

—0.23

+ 1.13

+0.61

+0.52

+0.90

+0.53

+0.37

+0.39

+0.45

—0.06

+0.17

+0.36

—0.19

+0.3 1

+0.27

+0.04

+0.67

+0.16

+0.51

Ables.

Beob.

Recho/

B.-R.

— o.iS

+O.0S

-010

-0-55

—0.07

-0:48

-0.09

—0.19

+ 0.10

-0.32

+0.22

«S

—0.41

—PAS

+0.03

—0.79

-0-57

-0.36

-0.69

+0-33

-0.84

—0.79

—0.05

105

-0-37

—0.86

+0.49

—0.91

-0.30

115

-0.07

-0.92

+0.8S

-0.46

—0.90

+0.44

-1.06

-0.84

130

-I-Si

—0.74

-0.78

■35

-0.30

-0.61

+0.31

140

-0.40

—0.45

+0.05

■4S

+0.1 1

-0.28

+0-39

150

— o.io

—0,10

'55

+0.16

+0.08

+0.18

160

+0.50

+0.26

+0.14

I6S

+0.36

+0.41

-0.15

170

+0.37

+0.55

-0.18

175

+0.81

+0.66

+0.1 s

180

+ 1.19

+0-73

+0.46

Die in der Columne „Rechn." enthaltenen Zahlen sind
nach der Formel

Corr, = 0,654 cos 217+0,529 sin 2a+o,o8o cos 4a
— 0.082 sin 4a
berechnet. Aus der letzten Columne sieht man, dass nicht
unbeträchtliche zufallige Theilungsfehler vorhanden sind, die-
selben werden jedoch im allgemeinen aus dem schon ange-
führten Grunde die Mittelwerthe der Wellenlängen kaum be-
einHussen. Es wird folglich genügen, die nach der obigen
Formel berechneten Correctionen wegen regelmässiger Thei-
lungsfehler an die Beobachtungen anzubringen.

Schliesslich ist noch die Run-Correction in Betracht zu
liehen. Das Material zu ihrer Bestimmung lieferten die
Spectralbeobachtungen selbst, indem dabei stets zwei Striche
des Kreises abgelesen wurden. Entsprechend den einigemal
stattgefundenen Aenderungen der Stellung der Mikroskope
zum Kreis ist der Run für einzelne Zeitabschnitte bestimmt
worden, und zwar

Mikrosk. A

on 1882 März 14 —

1883 Sept.

I — 0P60

. 1883 Oct. 6 -

1884 April

7 —0.94

. 1884 April 8 —

1884 Juni

5 —094

. 1884 Juni 14 —

1884 Juli

12 — 0.82

. 1884 Juli 13 —

1884 Sept.

18 — 0.72

Beobachtungs

nelhode.

Bekanntlich

bei Wellenlängenbestimmungen mit Hülfe der
erscheinungen an Gittern zwei verschiedene R
wenden. Entweder kann man das Gitter fes
winklig zum einfallenden Strahlenbündel aufstel
den rechts und links vom ungebeugten Strahl
Deviationen di dy die Wellenlängen nach der beka

ableiten; oder man kann bei beweglichem Gitte
Minima der Ablenkungen beobachten, welche zu
des einfallenden Strahls vorhanden sind, und b
Ebene des Gitters den Winkel zwischen den
röhren halbirt. In seinen Untersuchungen über
längen der Sonnenlinien hat Ditscheiner diesen F
behandelt und filr denselben die Formel:
nl _ . mi _ . Tiir
2e 2 2

gegeben, wo mi und m^ die zu den beiden Seil
punkts beobachteten Minima der Ablenkung bec
man das Mittel dieser beiden Winkel =: S, so
nK . S
— = sin— •
2e 2

Von diesen beiden Methoden ist die erste
kanntlich von Angström benutzt wurde, wohl di
verlangt indessen einerseits, dass die Gitterplatti
parallel ist, und andererseits, dass dieselbe gei
kelig zum einfallenden Strahl steht. Der Einflu
lers in diesen Beziehungen auf die abgeleiteten
leiten die Verfasser aus den Grundformeln Dits
und finden daraus, nach Bestimmung der prismat
ihrer Gitter, dass nur für das Gitter 8001 L
Felller in den Wellenlängen von 0.001 ftfi entsi
während für die übrigen Gitter die Fehler unter 1
bleiben. Es sind daher die Gitter als von prism
lern frei anzusehen. Unter gehöriger Beachtui
ten Bedingung hätte daher die erste Beobachl
benutzt werden können. Da indessen bei der
thode die Einstellung auf das Minimum der Ab

grosse Genauigkeit zulässt und die Correctionen wegen Stel-
lung des Gitters einfach wegfallen; da ferner, wie bekannt,
dabei noch höhere Ordnungen als bei der ersten Methode
beobachtet werden können: so haben sich die Verfasser ent-
schlossen, für ihre Wellenlängenbestimmungen diese letztere
Methode allein anzuwenden.

Nach welcher der obigen Methoden man auch die
Wellenlängen ableiten mag, so bedürfen dieselben noch eine
Correclion wegen Temperatur und Luftdruck. Da die Gitter-
längen für i69o gelten, so reduciren die Verfasser ihre sämmt-
lichen Wellenlängen ebenfalls auf diese Temperatur und
ausserdem auf einen Barometerstand von 760 mna. Ist n und
a bez. der Brechungsindex für 16*^ und 760 mm und der
Ausdehnungscoeflficient der Luft, d^ und d/ die bei der Be-
obachtung gefundene Abweichung des Barometerstandes und
der Temperatur von 760mm und 16°, so finden die Verfasser
die folgende Correction des Logarithmus der Wellenlänge:

2n^ I760 i + i6aj

wo M den Modul der Brigg'schen Logarithmen bezeichnet.
Da nun:

n = 1.000278

a = 0.003665,
so folgt in Einheiten der 7'®" Stelle:

Corr. = + 1.59(^—760)— 4.i8(/-- 16).

Man sieht hieraus, dass beide Correctionen sehr klein
sind, denn nur in extremen Fällen, wo z. B. d^ einen Werth
von 20 bis 30 Millimeter oder d/ den von 8^ bis 10^ erhält,
können dieselben den Betrag von 30 — 40 Einheiten erreichen,
was im mittleren Spectriun 0.004 his 0.005 /u/u entspricht. In
gewöhnlichen Fällen aber, namentlich wenn Temperatur und
Luftdruck gleichzeitig hoch oder niedrig sind, und somit die
beiden Fehlerquellen einander entgegen wirken, wird die Ge-
sammtcorrection ohne merklichen Fehler vernachlässigt werden
können. Jedenfalls würde eine nur angenäherte Kenntniss
des jedesmaligen Barometerstandes und der Temperatur ge-
nügen. Es kommt aber noch eine von der Temperatur ab-
hängige Correction der Beobachtungen zu der obigen hinzu,
nämlich die für di^ Ausdehnung des Gitters, und da diese
einen bedeutend grösseren Werth hat, so muss für eine mög-
lichst genaue Bestimmung der Temperatur gesorgt werden.
Nimmt man nämlich als Ausdehnungscoefficienten des Glases

y = 0.0000085
an, so beträgt diese Correction in denselben Einheiten aus-
gedruckt!

-<:

+ 36.92 (/—i6),
wodurch die ganze Correction wegen Einfluss des Luft-
drucks und der Temperatur

J\ogX= 1.59(^—760)+ 32.74(/-i6)
wird. Man sieht, dass ein Fehler in der Temperaturbestim-
mung von 1° in den Weilenlängen des mittleren Spectrums
schon einen Fehler von 0.004 /[//t hervorbringt. Die genaue
Temperatur der Gitter kann nun allerdings nicht bestimmt
werden, indessen dürften die Angaben eines in der Nähe
derselben angebrachten Thermometers bei gehöriger Vorsicht
eine genügende Annäherung gewähren*. Eine Erwärmung
der Gitter durch die vom Collimator kommenden Sonnen-
strahlen haben die Verfasser nicht constatiren können und
daher auch die Anwendung der von Angström beobachteten
Vorsicht, den Strahlenbündel durch eine Wasserschicht gehen
zu lassen, wegen ungünstiger Wirkung auf die Schärfe der
Bilder nicht für nöthig erachtet.

W^as die Genauigkeit angeht, mit welcher die Minima
der Ablenkung beobachtet werden müssen, um eine gewisse
Genauigkeit der Wellenlängen, insofern dieselben von den
Winkelmessungen abhängen, zu erzielen, so ergibt sich zu-
nächst aus der Formel

dA. = — cos — dd = — cotff — d<f
n 2 22

dass ein gewisser Fehler der Winkelmessung um so weniger
Einfluss hat, je feiner das Gitter ist, und in je höherer Ord-
nung die Beobachtung stattfindet. Für das Gitter 2 151
würde also dS nicht of'3 übersteigen dürfen, damit in der
dritten Ordnung bei einer Wellenlänge X = 540 eine Genauig-
keit von 0.005 /t//e verbürgt sei, während bei den beiden
feinsten Gittern unter denselben Umständen dieser Grösse
erst eine Unsicherheit der Winkel von if'3 entspricht. Wir
werden gleich unten sehen, dass die wahrscheinlichen Fehler
der von den Verfassern beobachteten Minima der Ablenkung
diesen Betrag im allgemeinen lange nicht erreichen, und dass

* Bei der hier angewandten Beobachtungsmethode hat man be-
kanntlich durch Drehen des Fernrohrs und des Gitters jedesmal die
Stellung aufzusuchen, wo die beobachtete Spectrallinie im Gesichtsfelde
stationär wird. Geschieht dabei die Drehung des Gittertisches direct
mit der Hand, so scheint die Befürchtung nicht ganz ausgeschlossen,
dass dadurch möglicherweise nicht näher zu controlirende Erwärmun-
gen des Gitters stattfinden könnten. Da indessen die Verfasser durch
besondere Schirmvorrichtungen bemüht gewesen sind den Apparat
gegen fremde Strahlungen zu schützen, so werden ohne Zweifel auch
gegen diese Fehlerquellen die nöthigen Vorsichtsmassregeln getroffen
gewesen sein. t

folglich, was die Winkelmessungen angeht, die gesteckten
Grenzen der Genauigkeit der Wellenlängen ohne Zweifel sich
haben einhalten lassen.

Wenn bei einer Reihe von Wellenlängenbc Stimmungen,
bei der mehrere Gitter benutzt werden, alle zu Grunde lie-
genden Beslimmungssttlcke mit einer der schliesslich beab-
sichtiglen Schärfe der Wellenlängenwerthe entsprechenden Ge-
nauigkeit ermittelt sind, so müssten theoretisch genommen
auch die den einzelnen Gittern angehörenden Systeme inner-
halb derselben Grenzen mit einander in Einklang stehen. In
Wirklichkeit können sich jedoch die Verhältnisse anders ge-
stalten, da die der Theorie zu Grunde liegenden Voraus-
setzungen in Bezug auf die Beschaffenheit der Gitter nur
selten in genügender Strenge erfüllt sind. Nicht nur kleinere
Unregelmässigkeiten in der Verlheilung der Striche, — von
grösseren systematischen kann man absehen, da solche sich
in mangelnder Definition der Spectraüinien oder gar in Ver-
doppelung derselben äussern und das Gitter völlig unbrauch-
bar machen würden — auch deren Form ist dabei mass-
gebend und kann unter Umständen zu den sonderbarsten
Erscheinungen Anlass geben. Dazu gehören z. B. die bei
vielen Gittern beobachteten Verschiedenheiten ih Intensität
und Schärfe der Spectra derselben Ordnung zu beiden Seiten
der Normale, sowie die bisweilen vorkommenden abnormen
Intensitäts Verhältnisse der Spectra verschiedener Ordnung
unter sich. Unter den neuen, alles Frühere an Vollendung
übertreffenden Rowland'schen Metallgittern, welche Ref. zu
prüfen Gelegenheit gehabt, findet sich bei einzelnen Exem-
plaren diese Eigenthümlichkeit, und zwar hat Ref. z. B, ein
der Sternwarte Lund gehörendes Gitter gesehen, bei dem
das Spectrum dritter Ordnung von allen das hellste war*.

* Dass diese Erscbeiaangen wirklich in der besonderen Form
der Siricbe ihren Grund haben, scheint nunmehr vohl festzustehen,
und wenn Ref. richtig unteriichtet ist, soll es bei der Verfertigung
der Gilter sogar möglich sein io dieser Beziehung vorher bestimmle
Bedingungen nach Belieben zu erTülIen. Bei seinen neueslen Unter-
suchungen über das ultrarothe Sonnen spect mm hatte z. B. Abney ein
Coric avgilter von Rowland, bei dem alle Spectra ausser demjenigen
erster Ordnung schwach waren. Bei einem anderen Gitter war das
Spectrum dritter Ordnung auf der einen Seite heller als das Spectrom
zweiler Ordnung, während auf der andern Seite das Spectmm zweiter

In wie weit durch derartige Einflüsse die den einzelnen Git-
tern entsprechenden Wellenlängensysteme von einander ab-
weichen können, und wie in solchem Fall diese Abweichungen
ausgeglichen werden sollen, sind Fragen, mit denen wir uns
jetzt zu beschäftigen haben werden. In dem nun folgenden
dritten Abschnitte ihrer Abhandlung haben die Ver-
fasser zu diesem Zweck eine kleinere Anzahl gut messbarer
und ziemlich gleichmässig über das Spectrum vertheilter Li-
nien mit allen vier Gittern in möglichst vielen Ordnungen ge-
messen und deren Wellenlängen mit Hülfe der oben mitge-
theilten Gitterconstanten berechnet. Es haben sich dabei,
wie wir sehen werden, zwischen den Resultaten der ver-
schiedenen Gitter in der That sehr erhebliche constante
Differenzen herausgestellt, Differenzen, deren Grösse bei
weitem die mögliche Unsicherheit der Wellenlängen über-
trifft, die man nach der factisch erzielten Genauigkeit der zu
Grunde liegenden Gittermessungen erwarten könnte. Die
Verfasser suchen nun aus den Beobachtungen selbst Cor-
rectionen zu den vorher bestimmten Gitterlängen abzuleiten,
mit deren Hülfe die vier Wellenlängensysteme denn auch in
sehr gute Uebereinstimmung kommen. Indessen scheint
diese Ausgleichung wohl mehr eine künstliche als in der
Natur der Sache streng begründete zu sein; denn da die
abgeleiteten Correctionen zweimal bis viermal so gross sind
wie die nach den sehr sorgfaltigen Messungen der Gitter-
längen in denselben noch annehmbare Unsicherheit, so könnte
deren Berechtigung als solche wohl etwas fraglich erscheinen.
Wenn nun durch Anbringen derselben an die Gitterlängen
der erforderliche Anschluss der einzelnen Systeme an ein-
ander bewirkt wird, so wird dadurch nur der störende Ein-
fluss anderer, in der Natur der einzelnen Gitter liegender
Umstände gewissermassen auf Rechnung der Längenmessungen
derselben geschoben. Weiter unten, nachdem wir die Mes-
sungen selbst näher kennen gelernt haben , wird sich Ref.
erlauben, auf eine bei den Gittern möglicherweise vorhan-
dene Unregelmässigkeit in der Vertheilung der Striche auf-
merksam zu machen, welche, ohne die Güte der erzeugten
Spectra merklich zu beeinträchtigen, vollkommen ausreicht,
um die beobachteten constanten Differenzen der verschie-
denen Wellenlängensysteme zu erklären. Diese Unregel-
mässigkeit, wenn sie vorhanden ist, würde sich ihrem Betrag
nach nur durch mikroskopische Musterung der Gitter be-
stimmen lassen. Die durch dieselbe bedingte Correction ist

Ordnung heller war als dasjenige der ersten. (Phil. Trans. Vol. 177
P. 458.)

an sich allerdings auch eine Correction der Gitterlänge, die
sich aber nicht aus den Wcllenlängenmessungen, sondern nur
aus einer Untersuchung der Theilungsfehler der Gitter er-
mitteln las St.

Bei der Auswahl der zu messenden Normaltinien, deren
Zahl auf 1 1 festgestellt wurde, war zunächst die Bedingung
massgebend, dass dieselben, in allen überhaupt zugänglichen
Ordnungen möglichst scharf und deutlich hervortreten sollten.
Im allgemeinen liess sich dies auch erzielen, nur diejenigen
der Linien, welche an den Enden des Spectr\ims lagen,
konnten weg'en Lichtschwäche oder Ueberlagerung der Spectra
nicht immer in eben so viel Ordnungen wie die dem mittleren
Spectrum angehörigen Linien beobachtet werden. Um mög-
licherweise vorhandene persönliche Unterschiede zu ermitteln,
wurden die Linien fast ohne Ausnahme von beiden Beobach-
tern in denselben Ordnungen gemessen und bei jeder Be-
obachtungsreihe alle bei dem angewandten Gitter benutz-
baren Ordnungen der Reihe nach mitgenommen. Dabei
führte der eine Beobachter die Einstellung auf das Minimum
und die Ablesung des einen Mikroskops aus, während der
andere das zweite Mikroskop ablas und die Beobachtungen
noiirte. Die Beobachter wechselten darauf mit einander ab.
Die Einsteilungen auf das Minimum der Ablenkung zu beiden
Seiten des Nullpunktes fanden in jeder Ordnung unmittelbar
nach einander statt, und zwar war die Zahl dieser Einstel-
lungen auf 2 oder in schwierigeren Fällen auf 3 festgestellt.
Bei jeder Beobachtung wurden stets zwei Theilstriche des
Kreises in beiden Mikroskopen abgelesen und die Tempe-
ratur in der Mitte zwischen den beiden Einsteltungen zu
beiden Seiten des Nullpunktes bestimmt.

Nachdem nun einige nähere Angaben über die ange-
wandte Justirungsmethode des Spectrom et ers gemacht worden
sind, wobei mit Hinsicht auf die Unabhängigkeit der einzelnen
Bestimmungen von einander die Bemerkung besondere Auf-
merksamkeit verdient, dass bei jeder Reihe alle Jnstirungs-
operalionen von neuem ausgeführt wurden, theilen die Ver-
fasser in den Tabellen S. 71^78 sämmtliche Resultate aus
den Messungen der Normallinien, getrennt für jedes der vier
Gitter, mit. Man findet in den fünf ersten Columnen dieser
Tabellen der Reihe nach; Datum, Name des Beobachters,
Ordnung des Spectrums, Barometer und Temperatur; darauf
folgen die bereits reducirten Winkclablesungen Ji J, links
und rechts vom Nullpunkt, sowie weiter -5 tf— i {'^i — -^r) und
log sin-Jrf, Die vorletzte Columne gibt die Correction des
Logarithmus der Wellenlänge wegen Barometer und Tempe-
ratur, worauf die letzte Columne die hieraus und aus den

oben gegebenen Gitterlängen abgeleitete Wellenlänge bringt.
Beispielsweise mögen die mit dem Gitter 5001 ausgeführten
Messungen an der C>Linie, und um die Ergebnisse der ver-
schiedenen Gitter mit einander zu vergleichen, die für Dx ge-
wonnenen -Wellenlängen hier reproducirt werden.

Gitter 5001.

Datum

Beob.

Ordn.

1882

748

i8?5

247<>

31'

49^76

Mai 25

748

18.7

257

44.57

748

19.2

277

19.97

1882

748

22.5

246

8.58

Juli 15

748

22.5

256

14.70

log sin —

Corr.

209°

46'

i^l^i

26'

20.''33

9.2148363

+ 63

656.380

200

24.10

20.12

3908749

+ 69

301

180

44.64

8.83

6127437

+ 86

334

208

12.23

14.09

2147572

+ 194

280

199

3.19

17.88

3908563

+ 194

292

Wellenlänge der Linie 2>x.

Gitter 2151

589.639
611

588

597
648

690

707

690

694

727)

Gitter 5001

589.584
616

604

613
614J

615
612

603

620 J

Gitter 8001 L
589.628 ]

637 V

613J
629 j

621 j
648)
642]

654 K
592!

649 J

Die mit
ausgeführt.

V bezeichneten Messungen sind von

Gitter 8001

589.596
608

580

579
616

604

576 }K

578:
605:

621
611

582 M
582
591:
Professor Vogel

Aus den Einzelmessungen für die verschiedenen Ord-
nungen finden die Verfasser (mit Ausschluss der nur selten
benutzten Ordnungen) die folgenden wahrscheinlichen Fehler
einer Einstellung.

Gitter 2151
Ordn. III ±or'59

• IV 0.70
. V 0.60

• VI 0.59

Gitter 5001
Ordn. II ±of'65
. III 0.8J
. V 0.82

Gitter 8001 L
Ordn. I +of'78

■ II 0.71

■ III 0.93
- IV 1.00

Gitter 8001

Ordn. I ± or'58

- II 0.69

. III I.,7

• IV 0.99

- V 1.24

In Anbetracht der in den höheren Ordnungen . statt-
findenden Verbreiterang der Linien und der abnehmenden
Lichtstärke ist die hier auftretende Vergrösserung der wahr-
scheinlichen Einstellungsfehler sehr unbedeutend. Berechnet
man hieraus den wahrscheinlichen Fehler eines Minimums der
Ablenkung, so ergibt sich im Mittel

±of3i
0.38

0.47

ftlr Gitter 2151

5001

. 8001 :

8001

Nach dem, was oben über den Einfluss der Fehler der
Winkelmessungen gesagt wurde, ist hiemach ersichtlich, dass
die in den Wellenlängen angestrebte Genauigkeit, insofern
dieselbe nur von diesen Messungen abhängt, als völlig ver-
bürgt angesehen werden kann. Da dasselbe hinsichtlich der
Genauigkeit, mit welcher die absoluten Gitterlängen erhalten
worden sind, ebenfalls zutreffen dürfte, so müssen, um die
zwischen den verschiedenen Wellen längen Systemen auftretenden
Differenzen, von denen die oben für die Linie D, aufgeführten
Bestimmungen eine Vorstellung geben, noch andere Um-
stände in Betracht gezogen werden. Zunächst untersuchen
die Verfasser, ob und in wie fern sich zwischen den beiden
Beobachtern irgend welche persönliche Unterschiede consta-
tiren lassen. Zu diesem Zweck werden die für jede Linie
und jedes Gitter gemessenen Ordnungen zu gesonderten Mit-
teln fär jeden Beobachter vereinigt, woraus die folgende
Uebersicht entsteht:

Gitter :

2151

Gitter «

)00I

656.343

.343

656.329

.286

640.078

.097

640.027

.014

612.295

.238

612.232

.226

589.693

.609

589.612

.606

562.466

.519

562.452

.462

545.633

.608

545.563

.559

517.325

.320

517.281

.236

495.732

.799

495.765

.758

470.320

.313

441.552

.514

Gitter 8001 L

Gitter 8001

656.327

.312

■334

656.312

.282

640.045

.030

640.028

.003

612.260

.256

612.223

.225

589.638

.634

.626

589.598

.597

•591

562.502

.484

.497

562.451

.450

545.593

.587

.600

545.568

.554

517.292

.298

517.267

.264

495.783

.774

'777

495.742

•759

470.323

.325

470.305

.297

441.552

.535

.538

441.535

.511

.520

407.205

.184

Man sieht hieraus, dass wirklich kleine Differenzen in
constantem Sinn zwischen den beiden Beobachtern vorhanden
sind, indem bei den drei feineren Gittern fast durchgängig
die Müller'schen Werthe um ein wenig grösser sind als die-
jenigen von Kempf. Beim Gitter 2 151 sind die Differenzen
numerisch grösser, aber in Bezug auf Zeichen ziemlich gleich-
massig vertheilt; im Mittel ergibt sich

M. — K. = +o.oio^*/M,
was im Verhaltniss zur gewünschten Genauigkeit der Bestim-
mungen etwas zu viel erscheint. Indessen ist zu bemerken,
dass einerseits die Zahl der Bestimmungen, auf denen rlie
obige Differenz beruht, eine nur geringe ist, und anderer-
seits, dass bei der Bildung der obigen Mittel alle gemessenen
Ordnungen ohne Unterschied mitgenommen worden sind.
Wie wir gleich sehen werden, sind in Bezug auf Genauigkeit

der Bestimmungen weder alle Gitter noch alle Ordnungen
gleich, weshalb die Verfasser für die weiteren Beobachtungen
nur die besten Gitter und Ordnungen angewandt, und dabei
auch in der That eine kaum merkliche persönliche Differenz
erhalten haben. Aus diesem Grund verwenden die Verfasser
überall einfach die Mittel aus ihren Messungen; ein Ver-
fahren, welches wohl berechtigt sein dürfte, und für welches
ausserdem der Umstand spricht, dass die Messungen Vogel's
in der That genau in der Mitte zwischen denjenigen der
Verfasser liegen.

Zur Erklärung derartiger persönlicher Differenzen Hesse
sich wohl Verschiedenes sagen, ohne dass jedoch dieser oder
jener Umstand als allein massgebend bestimmt bezeichnet
werden könnte. Wie gut definirt die Linien auch sein mögen,
so werden sie doch namentlich in den höheren Ordnungen
stets eine gewisse Breite haben, und infolge dessen werden
bei der Auffassung ihrer Mitte seitens verschiedener Beob-
achter sehr leicht Differenzen möglich sein, die einen nam-
haften Bruchtheil der Breite ausmachen. Solche Verschieden-
heiten in der Auffassung von Raum Verhältnissen sind in der
Thal eine sehr gewöhnliche Erscheinung, von der sich zahl-
lose Beispiele würden anführen lassen. Aber abgesehen hier-
von könnte vielleicht ein Tbeü der Differenz auf die Anwen-
dung eines Fadenkreuzes zurückgeführt werden ; denn soweit
die Erfahrung des Ref. reicht, scheint dasselbe zum Einstellen
auf Spectrallinien nicht so grosse Schärfe zu gewähren wie
eine bis in die Hälfte des Gesichtsfeldes reichende, genügend
feine Spitze.

Neben dem eben angeführten ist noch ein anderer, in
der Beobachtungsmethode selbst begründeter Umstand ins
Auge zu fassen, welcher unter Umständen zu persönlichen
Constanten Differenzen Anlass geben könnte. Da Minima der
Ablenkung beobachtet werden sollten und zu diesem Zweck
gleichzeitig Gitter und Fernrohr so lange gedreht werden
mussten, bis die Jedesmalige Linie das Fadenkreuz erreichte
und eben nach der entgegengesetzten Seite sich zu bewegen
begann, so ist in der Auffassung dieses Moments bei ver-
schiedenen Beobachtern eine kleine Verschiedenheit sehr
wohl möglich auch für den Fall, dass, wie die Verfasser an-
geben, die fragliche Beobachtung an sich einer grossen
Schärfe fähig ist. Ob in betreff der gefundenen persönlichen
Differenzen die eine oder andere dieser Erklärungen die rich-
tige ist, mag dahingestellt bleiben, um so mehr, als, wie die
Verfasser gezeigt haben, dieser Einfluss auf die seh liessli eben
Wellenlängen völlig vernachlässigt werden kann.

Die Möglichkeit einer Verschiedenheit in der Auffassung

des Minimums zwischen beiden Beobachtern lässt aber die
Befürchtung nicht ausgeschlossen erscheinen, dass auch jeder
Beobachter für sich bei der Bemühung, den Wendepunkt der
beobachteten Linie nicht zu überschreiten, in der That stets
unterhalb desselben geblieben sei, und dass demnach sämmt-
liche Wellenlängen systematisch zu gross ausgefallen sein
könnten. £s ist dies ein Bedenken gegen die angewandte
Beobachtungsmethode, welches ohne weiteres allerdings nicht
zurückgewiesen werden kann. Indessen haben die Verfasser
in vollem Bewusstsein der Möglichkeit dieses Fehlers bei
ihren Beobachtungen besonders sorgfaltig denselben zu ver-
meiden gesucht, und zum Beweis, dass ihnen dieses befrie-
digend gelungen ist, einige Linien nach der Ängström'schen
Methode mit denselben Gittern und in denselben Ordnungen
wie bei ihrer eigenen Methode gemessen. Diese Messungen
finden sich im Anhang I der Abhandlung mitgetheilt. Die
Resultate derselben mögen gleich hier nebst den entsprechen-
den Bestimmungen aus den demnächst zu besprechenden all-
gemeinen Wellenlängentafeln aufgeführt werden.

I II

646.295

+ 2,2

646.300

±3.4

625.300

1.6

625.289

4.6

589-023

3.3

589.028

2.3

561.585

2.8

561.588

1.9

531.701

2,2

531.700

2.9

518.393

1.9

518.392

0.9

492.079

2.4

492.079

5.1

440.500

2.3

440.499

3.0

Die Werthe unter I sind nach der Methode der kleinsten
Ablenkung, diejenigen unter II nach der Ängström'schen er-
halten. Die wahrscheinlichen Fehler sind in Einheiten der
letzten Stelle gegeben. Alle Werthe sind Mittel aus vier Bestim-
mungen, welche zu je zwei mit den Gittern 5001 und 8001 L
ausgeführt worden sind. Man sieht, dass die Uebereinstim-
mung eine ganz vorzügliche ist, und dass daher aus der
Beobachtungsmethode an sich eine Befürchtung systematischer
Fehler der schliesslichen Wellenlängen sich nicht ergibt.

Aus den Abweichungen der einzelnen Ordnungen von
den zugehörigen, oben angeführten Wellenlängenmitteln der
Normallinien erhält man für den wahrscheinlichen Fehler einer
Ordnung im Mittel für die beiden Beobachter

bei Gitter 2151 ^ 0.016 fxfx

> » 5001 0.009

» > 8001 L 0.009

» » 8001 o.oii

woraus in guter Uebereinstimmung mit anderen, bei den
Beobachtungen zu Tage getretenen Umständen die Ueber-
legenheit der beiden Gitter 5001 und 8001 L über die bei-
den anderen hervorgeht. Es erwiesen sich nämlich bei diesen
Gittern nicht nur die Spectrallinien in allen Ordnungen von
gleichmässiger Schärfe, sondern es waren auch die Spectra
derselben Ordnung zu beiden Seiten des Nullpunktes einander
gleich und von gleichem Focus; Eigenschaften, welche bei
den beiden Gittern 2 151 und 8001 sich in derselben Voll-
kommenheit nicht vorfanden. Bei dem letzten Gitter nament-
lich mussten die Verfasser sich aus dem Grunde mit einer
mittleren, weniger scharfen Focusirung begnügen, da eine
Aenderung der Ocularstellung zwischen den Beobachtungen
natürlich unzulässig war. Diese Umstände haben daher die
Verfasser bewogen, für ihre weiteren Beobachtungen sich
ausschliesslich der beiden Gitter 5001 und 8001 L als der
besten zu bedienen.

Bei der Ableitung der obigen wahrscheinlichen Fehler
stellte es sich ferner heraus, dass bei fast allen Gittern ein-
zelne Ordnungen in constantem Sinne von den übrigen ab-
weichen. Wären nun alle Spectrallinien stets in denselben
Ordnungen beobachtet gewesen, so hätten diese Abweichungen
als zufallige Fehler und die Mittel als die wahrscheinlichsten
Werthe angesehen werden können. Da dies aber nicht der
Fall war, sondern im Gegentheil einzelne Linien nur in we-
nigen- Ordnungen gemessen sind, so haben die Verfasser
Ordnungscorrectionen zu dem Zweck abgeleitet, um einerseits
in den Resultaten grössere Homogenität zu erzielen, anderer-
seits aber um für die folgenden Beobachtungen die besten
Ordnungen auswählen zu können. Nachdem daher diejenigen
überschüssigen Ordnungen, welche nur ein- oder wenige
Mal beobachtet waren, bei Seite gelassen waren, wurden bei
jedem Gitter für die Normallinien Mittel gebildet, und die
Abweichungen der einzelnen Ordnungen von diesen Mitteln
innerhalb jedes Gitters bestimmt. Vereinigt man diese Ab-
weichungen zu Mittelwerthen, so ergeben sich für die ver-
schiedenen Ordnungen die folgenden Correctionen ;

Gitter 2151 Gitter 5001

Ordn. III +0.012/«^ Ordn. II 0.000 fifi

» IV 0.000 » III 0.000

» V — 0.006 » V 0.000
» VI — 0.006

Gitter 8001 L Gitter 8001

Ordn. I + 0.004 f^f^ Ordn. I — 0.014 ftfi

» II — 0.006 » II + 0.00 1

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23. 4

Ordn. ni + 0-008 fifi
» IV — 0,009

Ordn. m + 0.006 /tfi
. IV + 0.015
• V — 0,001
nach deren Anbringen an die vorher gefundenen Wellen-
längen der Normallinien man für dieselben zu den folgenden
Mittelverthen gelangt:

640.086
611.261
589.646
562.494
545.<'20
517-315
495-765

Soor

6s6.308±ti.

640.010 2.

612.229 3.

589.614 I.

56MS8 2.

545-561 I.

517,161 10.

495-76' 2-

470.317 1.

441-533 9-

407.184

8001 L

6563 23 ±3-9
640.038 3.0
611.259 1-5
589.633 2.8
562.493 3.0
545-59" 1-2
517-292 3-5
495-778 1-3
470.326 i.o
441-541 4-S
407.194 5.2

8001

656.295
64,

±4.

612.224 3.

589597 ä

562.452

545.564

517.264

495750

470.397

441-518

407.164

Die hier zwischen den einzelnen Gittern auftretenden
constanten Differenzen sind, wie man sieht, im Verhältniss

zu den wahrscheinlichen Fehlern und mit Rücksicht auf die
erstrebte Genauigkeit in der That recht bedeutend. Man
könnte zur Erklärung derselben zu der Annahme geneigt
sein, dass die vom Verfertiger der Gitter angegebene Anzahl
der Striche nicht genau wäre, allein weder diese Annahme
noch diejenige einer Krümmung der Gitteroberfläche lässt
sich, wie die Verfasser deutlich zeigen, Überhaupt machen.
Da somit nach den Verfassern die Abweichungen nur auf
die schon oben bertlhrten Punkte in betreff der noch übrigen
Ungenauigkeit der Messungen, der Form der Striche u. dgl.
Kurückgeführt werden müssen, so wird, ohne auf weitere
darauf bezügliche Erörterung einzugehen, zur Ableitung von
Correctionen zu den einzelnen Gitterlängen unter der Annahme
gegangen, dass die verschiedenen Fehlerquellen im Mittel
aus allen Gittern sich gegenseitig aufheben. Bezeichnet man
mit L die Länge des Gitters und setzt

- = Ji,

die wahren Werthe aber mit

AB C . . . .
bezeichnet werden, so ergibt sich

A—a,=A Ji, B—6,=BJi,

A~a,=A Ji, B—6,=B Ji,

A—a,=AJi^ B—b^=BJL "■ '■ "■

A—a^=A Jl^ B—h^=BJl^

Setzt man nun das Mittel aus allen Werthen ABC...
^ S, das aus a, i, f , . . . ^ j,, aus «j 5j f j . . . = i» u. s. w.,
so folgt:

S—s,=SJh

Erlaubt man sich femer statt S, welches unbekannt ist,

das Mittel <j sämmtlicher Wellenlängen a, b, c di bi c»

.... u. s. w. einzufuhren, so kommt:

^/, = l— ii-

' ff

Zur numerischen Berechnung benutzen die Verfasser
nur die 8 Linien, welche mit allen vier Gittern geroessen
sind, und erhalten:

für 2151 i^/,=— 0.00004416 d/, = — 0.00095 1*™

• 5001 .i^/,=-f 0.00002468 d/,= +0.00049

> 8001 L ^/3=— 0,00001754 d/j=— 0.00035

> 8001 ^/^^ -(-0.0000363 7 d/^=+o.ooo73
wodurch die oben gegebenen Gitterlängen in die folgenden,
definitiven übergehen:

Gitter 2151 ^=21.51449 mm
> 5001 =20.01213
» 8001 L =20.01277
» 8001 =20.01198

Hieraus, oder mit Hülfe der Correctionen AI und der
Formel

berechnen sich nun die folgenden verbesserten Wellenlängen
der Normallinien:

2lSl

So«

8001 L

8001

656.314

656.324

656.311

656.3"9

640.058

640.036

640.027

640.035

612.234

612.244

612.248

612.246

589.620

589.629

589.623

589.618

562.469

562.472

562.483

562.472

545.596

545.575

545.581

545.584

517.292

517.274

517.283

495.743

495.773

495.769

495.768

470.329

470.318

470.314

441.544

441.533

441.534

407.194

407.187

407.179

Unter Beröcksichtigung der für die einzelnen Werthe
angegebenen wahrscheinlichen Fehler — für die letzte Linie,
welche mit dem Gitter 5001 nur einmal beobachtet ist, sind
nach der Anzahl der Messungen für die drei Gitter die Ge-
wichte 1, 2, 4 angenommen — gelangt man hieraus zu den
folgenden definitiven Wellenlängen der Normallinien:

656.314
640.035
612.247
589.625
562.475
545-580
517.284
495-770
470.321
441.534
407.186

Es dürfte wohl keinem Zweifel unterliegen, dass die so
eben abgeleiteten Wellenlängen der Hauptlinien eine hohe
Genauigkeit besitzen; ob aber dieselbe wirklich ganz bis zu
der ursprünglich festgesetzten Grenze getrieben ist, könnte
angesichts der namhaften Differenzen zwischen den einzelnen
Gittern vielleicht fraglich erscheinen. Die der Ausgleichung
derselben zu Grunde gelegte Annahme, dass die den ein-

vorhanden sein kann und unter sehr plausiblen Annahmen
völlig ausreicht, um Differenzen von dem hier vorkommenden
Betrag zu erklären, auf den man aber, da er sich durch das
Aussehen der Spectra nicht verrathen kann, nicht leicht ver-
fällt. Nehmen wir an, dass bei einem Gitter die grosse Mehr-
zahl der Intervalle genau gleichen Werth habe, dass aber
einige wenige einen Werth besitzen, der um ein geringes von
den übrigen abweicht. £s ist klar, dass bei einem solchen
Gitter das Aussehen der Spectra vollständig durch denjenigen
Theil, welcher der Mehrzahl der Striche entspricht, bestimmt
wird, indem das von den übrigen, in abweichendem Abstand
vertheilten, wenigen Strichen gebildete Nebengitter, wegen
seiner verhältnissmässig geringen Lichtstärke auf das Ganze
der Erscheinung keinen merklichen Einfluss ausüben kann.
Die Schärfe und Reinheit der Spectrallinien bleiben infolge
dessen von dem fraglichen Fehler ganz unberührt, und es
können die Spectralbeobachtungen an sich nicht zur Entdeckung
desselben führen. Auf die Wellenlängenbestimmungen kann
aber sein Einfluss ein sehr beträchtlicher werden. Bezeich-
net man mit m die überwiegend grössere Anzahl Intervalle
von genau gleichem Werthe e, mit n eine geringe Anzahl
Intervalle von wenig abweichendem Werthe e^ und mit N die
ganze Anzahl der Intervalle, aus welcher in Verbindung mit
der gemessenen Gitterlänge der mittlere Werth eines Inter-
valls e^ gefunden wird, so hat man:

iVJfo = /w^ + «^1
Ist / ein kleiner Bruch, so kann man setzen:

und da
so wird:

Nun ist

folglich :

N= m'\-n

dX_d^

dX=^
"^ N

d. h. die aus e^ berechneten Wellenlängen sind um diesen
Betrag zu gross oder zu klein, je nachdem y positiv oder
negativ ist.

Um ein Zahlenbeispiel anzuführen, werde ich annehmen,
dass das Mittel aus den beiden besten Gittern 5001 und
8001 L vollkommen exact sei. Bildet man dann die Ab-

Weichlingen der den Gittern 2 151 und 8001 entsprechenden
Werthe von diesem Mittel, so erhält man im Mittel

für 2151 öX = + 0.028 ^f4>
> 8001 = — 0.020

Wenn nun bei dem Gitter 2 151 eine Gruppe von z. B.
100 Intervallen vorkäme, deren Werth um ein Tausendstel
grösser ist als derjenige der übrigen, so wäre y = + 0.00 1,
und für eine mittlere Wellenlänge a = 540

dk = + 0.025

oder die gemachte Annahme würde genügen, um die mittlere
Abweichung des Gitters von dem als exact angenommenen
Mittelwerth der Gitter 5001 und 8001 L darzustellen. Finden
sich andererseits beim Gitter 8001 Intervalle, die um eben-
soviel oder um 0.00 1 kleiner wäre als die Mehrzahl, so
würde eine Gruppe von etwa 3C0 solcher Intervalle genügen,
um die Abweichung dieses Gitters zu erklären. Man sieht,
dass die zur Erklärung der systematischen Abweichungen der
Gitter unter den obigen Voraussetzungen nöthigen Annahmen
keine Unmöglichkeit enthalten. Uebrigens versteht es sich
von selbst, dass die besagten abweichenden Intervalle keines-
wegs zu einer einzigen Gruppe vereinigt, oder auch von dem-
selben Werth zu sein brauchen, vielmehr dürfte es wahr-
scheinlich sein, dass dieselben in verschiedene Gruppen
innerhalb des Gitters vertheilt sind und um verschiedene Be-
träge von dem allgemeinen Intervalle abweichen. Wie sich
die Sache in jedem Fall verhält, kann nur durch eine scharfe
Durchmusterung des Gitters mit Hülfe des Mikroskops ermittelt
werden*, wobei indessen in erster Linie das Ende des Gitters,
wo die Theilungsarbeit angefangen hat, als besonders ver-
dächtig zunächst zu prüfen wäre, da dort die Wahrscheinlich-
keit für einen nicht völlig regelmässigen Gang der Theil-
maschine am grössten sein dürfte.

Einen speciellen Fall des hier besprochenen Fehlers
bildet derjenige, wo aus irgend einer Veranlassung bei der
Theilung des Gitters ein Strich ausgeblieben und somit eine
Lücke in der Theilung entstanden ist. Der Einfluss eines
solchen Fehlers ergibt sich, wenn in der obigen Formel

« ^ I y = I
gesetzt wird, zu

* Zur Erleichterung^ derartiger UDtersuchungen hat J. Brashear
an zwei dem hiesigen Laboratorium gelieferten Metallgittern eine sehr
praktische Einrichtung getroffen. Dieselben haben 2x1 Zoll getheilte
Fläche und 7200 Striche auf den Zoll, jeder hundertste Strich ist
aber ein wenig länger als die übrigen ausgezogen.

woraus für die vorliegenden Gitter und eine mittlere Wellen-
länge = 540 die Fehler

bei 2151 dX = 0.251 ///t

» 5001 ^0.108

» 8001 L = 0.067

» 8001 =0.067

hervorgehen. Der Einfluss auf die Messungen ist derselbe,
als wenn die Anzahl der Striche um eins zu klein ange-
nommen wäre, indem die Wellenlängen um die obigen Grössen
zu gross sein würden. Wie schon oben gesagt wurde, haben
nun die Verfasser gezeigt, dass in betreff der Strichzahl kein
Zweifel an den Angaben des Zählwerks zulässig ist, es ist
dies aber an sich keine Bürgschaft dafür, dass die gezählten
Striche sich nun auch vorfinden. Indessen lassen sich die
vier Wellenlängensysteme durch die Annahme derartiger
Lücken in der Theilung ebenfalls nicht mit einander in Ein-
klang bringen, es sei denn, dass bei Gitter 2151 eine, bei
5001 zwei und bei den übrigen drei Lücken vorausgesetzt
würden, eine Annahme, die, abgesehen von ihrer Un Wahr-
scheinlichkeit, schon deshalb verworfen werden muss, weil
dadurch die Wellenlängen um ganz unzulässige Grössen ver-
ändert werden würden. Fehler dieser Kategorie werden des-
halb bei den hier benutzten Gittern sicher nicht vorhanden sein.

£s mag noch auf einen Umstand hingewiesen werden,
der für das Vorhandensein des oben besprochenen Fehlers
bei den vorliegenden Gittern spricht. Es ist dies die merk-
würdige Thatsache, dass bei fast allen vier Gittern einzelne
Ordnungen in constantem Sinne von den übrigen abweichen.
Für diese Erscheinung scheint gerade eine Unregelmässigkeit
der Gittertheilung von der angegebenen Art eine Erklärung
zu gewähren, da es wohl möglich sein könnte, dass die ab-
weichende Intervallgruppe, obgleich im allgemeinen ohne
merklichen Einfluss auf das Aussehen der Spectra, dennoch in
einzelnen Ordnungen durch eine schwache Verbreiterung
der Linien eine Verschiebung ihrer Mitte zu bewirken im
Stande wäre, die zu den besagten constanten Ordnungsdiffe-
renzen Anlass geben konnte.

Das einzige Mittel, die Zulässigkeit der hier angedeuteten
Erklärung der Abweichungen zwischen den einzelnen Gittern
genau zu prüfen bez. den Einfluss des Fehlers, wenn derselbe
vorhanden ist, numerisch zu bestimmen, besteht offenbar in
einer eingehenden mikroskopischen Durchmusterung der Gitter.
Ref. verhehlt sich keineswegs die mit einer solchen Arbeit

verknüpften Schwierigkeiten, glaubt jedoch, dass dieselbe in
Anbetracht der Wichtigkeit der vorliegenden Frage in keinem
Falle eine verlorene wäre. Uebrigens würde man, wie es
scheint, schon durch successive Abbiendungen des Gitters
sich aus dem Aussehen des Spectrums vergewissem können,
ob die besagte Unregelmässigkeit existirt oder nicht, da unter
solchen Verhältnissen deren Einfluss sich bemerkbar machen
müsste. Erst nachher hätte man, um die Grösse des
Fehlers zu ermitteln, zur scharfen mikroskopischen Unter-
suchung zu schreiten.

Wie wir gleich weiter unten sehen werden, beträgt die
mittlere Differenz zwischen dem Wellenlängensystem der Ver-
fasser und demjenigen von Angström sehr nahe eine Ang-
ström'sehe Einheit, oder genauer

M. K. — Ängström z=z -{- 0.102 (,ifx.

Bei seinen Messungen hat nun Angström als defini-
tiven Werth des zur Ausmessung seiner Gitter benutzten Up-
salaer Meters

U^= i Meter — 0.190 mm
angenommen. Spätere Untersuchungen von Thal^n* haben
indessen gezeigt, dass dieser Werth einer Correction von
+ 0.128 mm bedarf, und dass demzufolge die Angström-
schen Wellenlängen um die Grösse

999.81

ZU vergrössern sein werden. Für eine mittlere Wellenlänge
X z= 540 beträgt diese Correction

d), = -}- 0.069 /nju
wodurch die mittlere Differenz zwischen dem Potsdamer und
dem Upsalaer Wellenlängensystem sich auf

M.K. — Ä. = + 0.033 fi,u
reducirt. Diese Abweichung dürfte wohl zum Theil wenig-
stens in den den beiden Wellenlängensystemen noch anhaf-
tenden kleinen Fehlern ihre Erklärung finden, aber anderer-
seits würde es von hohem Interesse und der Mühe werth
sein, mit Rücksicht auf dieselbe die Angström sehen Gitter
in Bezug auf die hier besprochene mögliche Fehlerquelle
einer genauen Revision zu unterwerfen.

In dem jetzt folgenden vierten Abschnitte ihres
Werkes theilen die Verfasser die Hauptresultate derselben,
nämlich die Bestimmungen der Wellenlängen von 300 Linien

* Sur le spectre du fcr. — Nova Acta Soc. Sc. Ups. Vol. XII. 1885.

des Sonnenspectrums zwischen B und H mit. Bei der Aus-
wahl dieser Linien, unter denen ' sich auch die 1 1 Normal-
linien befinden, wurden zunächst diejenigen Linien berück-
sichtigt, welche Vogel bei seinen Untersuchungen über das
Sonnenspectrum* als Hauptlinien benutzt hatte, und deren
Anzahl zwischen A = 540.6 und X= 389.6 181 beträgt. Die
Neubestimmung derselben versetzte sodann die Verfasser in
die Lage, alle übrigen in der erwähnten Abhandlung vor-
kommenden Linien in ihr System aufzunehmen. Die darauf
bezüglichen Rechnungen nebst dem daraus resultirenden Ca-
talog von 2614 Linien finden sich ausführlich im Anhang II
mitgetheilt, wo ausserdem noch für jede Linie die dem alten,
auf Angström beruhenden , System entsprechende Wellen-
länge mit aufgenommen ist. £s ist dies zu dem Zweck
geschehen, um die neuen Bestimmungen auf den schon vor-
handenen Vogel'schen Atlas beziehen zu können. Die übrigen
1 1 9 Linien sind im weniger brechbaren Theile des Spectrums
in annähernd gleichen Intervallen ausgewählt, um für künf-
tige Specialuntersuchungen dieser Region als Ausgangspunkte
zu dienen.

Bei den Messungen wurden, wie bereits erwähnt, nur
die beiden besten Gitter 5001 und 8001 L benutzt, und
zwar gelangten beim ersteren die Ordnungen II und III, beim
letzteren I und II oder II und III zur Beobachtung. Jede
Wellenlänge beruht somit auf 4 Einzelmessungen, die fast
durchgängig auf beide Beobachter gleichmässig vertheilt
sind. Da an den Enden des Spectrums zur Beseitigung der
Störungen durch das Uebereinandergreifen der Spectra in den
Gang der Sonnenstrahlen rothe oder blaue Gläser eingeschaltet
werden mussten, so erwies sich die Anwendung einer Con-
centrationslinse als erforderlich; durch besondere Control-
messungen mit und ohne Linse haben sich jedoch die Ver-
fasser davon überzeugt, dass durch diese Anordnung ent-
stehende Fehler in den Resultaten nicht zu befürchten sind.

In den Tabellen S. 90 — 145 sind die Messungen nach
ähnlichem Schema wie oben für die Hauptlinien ausführlich
mitgetheilt. In derselben Weise wie dort sind auch hier die
bereits reducirten Kreisablesungen links und rechts vom Null-
punkt eingetragen, während die denselben zu Grunde liegen-
den einzelnen Ablesungen an den Mikroskopen nebst allen
Correctionen wegen Schrauben fehl er, Run und Theilungsfehler
des Kreises für jede Linie besonders im fünften Abschnitte

* Publicationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Pots«
dam, Band I, Stück 3.

vollständig aufgeführt sind. Es ist dies eine vortreflFliche,
den Werth des Werkes noch mehr erhöhende Anordnung,
indem dadurch eine vollständige Controle jeder mitgetheilten
Zahl ermöglicht ist.

Da für die vorliegenden Beobachtungen nur die besten
Gitter und Ordnungen, und für die ersteren die nach den
Beobachtungen der Normallinien ausgeglichenen Constanten
angewandt wurden, so war zu hoffen, dass die Ueberein-
stimmung der einzelnen Bestimmungen unter sich eine gute
sein werde. Und dies ist auch der Fall. Der wahrschein-
liche Fehler einer Ordnung ergibt sich nämlich im Mittel zu
+ 0.006 ///i, wonach also die Unsicherheit einer Wellenlänge
im Durchschnitt nur auf i 0.003 f.i(.i zu setzen wäre. Dieser
Werth ist in der That ausserordentlich geringfügig und zeigt,
dass die Beobachtungen eine hohe Schärfe besitzen. Abso-
1 u t genommen dürfte jedoch, in Anbetracht dessen, was oben
über die Möglichkeit von Theilungsfehlern der Gitter gesagt
wurde, die Unsicherheit vielleicht etwas grösser sein; allein,
wenn auch für dieselbe der doppelte Betrag angesetzt würde,
so wäre dies immerhin ein sehr befriedigendes und der ur-
sprünglich festgesetzten Grenze sehr nahe kommendes Resultat.

Was die bei den Messungen der Normallinien gefunde-
nen persönlichen Unterschiede betrifft, so zeigt die Verglei-
chung der 294 Linien, für welche von beiden Beobachtern
gleich viele Ordnungen gemessen sind, dass in 172 Fällen M.
grösser, in den übrigen kleiner als K. ist. Im Mittel findet sich

M. — K. = + 0.002 u(i^

eine Grösse, die selbstverständlich innerhalb der Grenzen der
Unsicherheit der Beobachtungen fällt.

Auf Seite 147 geben die Verfasser eine Zusammen-
stellung ihrer schliesslichen Resultate nebst deren Verglei-
chung mit denjenigen von Angström, Ditscheiner und van
der Willigen. Nur in 8 Fällen, von denen 5 dem violetten
Ende des Spectrums angehören, fehlen die entsprechenden
Bestimmungen bei Ängström, während bei den beiden übrigen
Beobachtern die Identificirung nur in 103, bez. 57 Fällen
möglich war. Aus den mitgetheilten Differenzen ersieht man
sofort, dass der Anschluss der Werthe der Verfasser an die-
jenigen von Ängström bei weitem besser ist, als an die Be-
stimmungen Ditscheiner's und van der Willigen's, was theils
aus grösseren Beobachtungsfehlern bei den letzteren Beob-
achtern, theils aber daraus erklärlich ist, dass Ditscheiner
nicht einmal mit Sicherheit die Anzahl der Striche seines Git-
ters und van der Willigen nicht die Fehler seines Massstabs
kannte. Im Mittel ergibt sich:

M. K. — Ängström = + 0.102 fifi

M.^K. — Ditscheiner = — 0.112

M. K. — van der Willigen = — 0.279

Indessen ist die Differenz M. K. — Angström durchaus

nicht constant oder von völlig regelmässigem Verlauf, sondern

varürt in den verschiedenen Theilen des Spectrums zwischen

0.163 und 0.051
als äussersten Grenzen. Bildet man aber mit den Verfassern,
um zufallige Unregelmässigkeiten zu eliminiren, die mittleren
Differenzen innerhalb jeder der Abtheilungen, in welche Ang-
ström bei seinen Beobachtungen das Spectrum theilte, so
erhält man die folgende Uebersicht:

Lbth.

Wellenlänge

Zahl der
Linien

MitÜ. Diff.

Her. Diff.

686.9—656.3

+O.I2I

+0.127

656.3—640.0

112

122

640.0 — 626.5

117

120

626.5—613.7

115

117

613.7 — 602.4

113

602.4—589.0

113

589.0—576.3

108

576.3—565.9

126

108

565.9 552.9

126

106

552.9 540.6

103

540.6—527.0

108

lOI

527.1-516.8

100

099

516.8— 504.1

075

096

504.1 495.8

089

094

495.8 — 486.2

091

093

486.2—470.3

lOI

090

470.3—455.0

097

087

455.0—441.5

088

085

441.5—432.6

067

083

432.6—422.7

073

081

422.7 — 410.2

• 086

079

410.2 — 389.6

093

076

dX= T-dAo

Die letzte Columne ist nach der Formel

berechnet, wo für dAo das Gesammtmittel der Abweichungen
+0.102 ///i, für X die mittlere Wellenlänge jeder Gruppe und
für Xo der Werth 540.0 angenommen worden ist. Von dem
regelmässigen Gange treten, wie ersichtlich, bei einzelnen
Liniengruppen erhebliche Abweichungen hervor, deren Er-
klärung wohl in der von Ängström angewandten Theilung

des Spectrums und den dadurch bedingten constanten Fehlem
zu suchen ist. Durch einen Fehler der Gitterconstante lassen
sich dieselben natürlich nicht erklären, auch wenn die von
Thalen gefundene Correction des Upsalaer Meters zur völligen
Ausgleichung der ganzen mittleren Differenz zwischen beiden
Wellenlängensystemen ausreichen würde, was aber, wie schon
erwähnt, nicht in vollem Betrag der Fall ist.

Das Obige mag genügen, um von dem Inhalt des uns
hier beschäftigenden, verdienstvollen Werkes eine üebersicht
zu geben. Um dieselbe nicht ungebührlich auszudehnen, ist
dabei manche Einzelheit der Untersuchung vielleicht weniger
ausführlich berührt worden, als es ihre Bedeutung erheischt
hätte; indessen hofft Ref. das Wesentlichste hervorgehoben
und so viel gesagt zu haben, wie zum allgemeinen Ver-
ständniss des Ganges und der Tragweite der Arbeit nöthig
sein dürfte. Die Spectroskopisten aber, als an dem Gegen-
stand näher interessirt, werden sicherlich nicht verfehlen, dem
Original das eingehende Studium und die Aufmerksamkeit zu
widmen, welche einem Werke gebührt, das in Bezug auf sorg-
faltige Ausführung in der bisherigen spectroskopischen Lite-
ratur nur wenige seines gleichen besitzt. Von dieser Ansicht
geleitet, kann sich Ref. nur mit dem Herausgeber Herrn Prof.
Vogel in dem Wunsche vereinigen, dass die vorliegende Arbeit
„für die Entwickelung der Spectroskopie von ähnlichem Nutzen
sein möge, wie es die Ängström'sche Leistung für die Arbeiten
des letzten Decenniums gewesen ist.*^

Zusatz. Während des Druckes des vorstehenden Re-
ferats sind dem Ref. zwei neuere Beiträge zur Bestimmung
der absoluten Wellenlängen im Sonne nspectrum zur Hand
gekommen, in denen betreffs der inneren Fehler der Beu-
gungsgitter ähnliche Bemerkungen wie die obigen gemacht
werden. Es sind dies die beiden Schriften: „On the abso-
lute wave length of light" von L. Bell (Amer. Journal of Sci-
ence Vol. XXXIII, 1887), und „Bestimmung der Wellenlänge
Fraunhofer scher Linien" von F. Kurlbaum ( Wiedemann's An-
nalen 1888). Ohne auf den Inhalt derselben sowie auf den-
jenigen der erst kürzlich erschienenen Fortsetzung der Bell'-
schen Arbeit einzugehen, mag hier nur darauf aufmerksam
gemacht werden, dass somit Herrn Bell das Verdienst gebührt
nicht nur zuerst auf diese wichtige Fehlerquelle bei absoluten
Bestimmungen hingewiesen, sondern auch bei der Ableitung
seiner Resultate darauf bezügliche Correctionen mit Erfolg

angebracht zu haben. Die oben ausgesprochenen Vermu-
thungen über die Möglichkeit derartiger Fehler bei Beugungs-
gittern finden hierdurch eine unabhängige Bestätigung.

B. Hasselberg.

J. Plassmann, Beobachtungen veränderlicher Sterne

angestellt in den Jahren 1 881 — 1888. Mit Erläuterungen und No-
tizen über die Helligkeit der Planeten Venus und Uranus und
anderer Sterne. (Beilage zum Jahresberichte der math.-phys.-che-
mischen Section des Westfälischen Provinzialvereins für Wissen-
schaft und Kunst.) Münster i. W. 1888. 44 S. S"".

Der Verfasser, z. Z. Gymnasiallehrer in Warendorf (West-
falen), ist einer der letzten Schüler des um die Kenntniss
der Lichtverhältnisse der Sterne so verdienten Frof. Heis, wel-
cher es, wie bekannt, in ungewöhnlich hohem Masse verstand,
seine zahlreichen Zuhörer für Beobachtungen aller Art, wie
sie Argelander in seinem bekannten Aufsatze in Schumacher's
Jahrbuch für 1844 bespricht, zu interessiren. Einen Theil
der Früchte, welche aus dieser in den Studienjahren empfan-
genen Anregung erwachsen sind, gibt uns nun Herr Piass-
mann in dem vorliegenden Aufsatze; gegen iioo Beobach-
tungen von bekannten veränderlichen Sternen, bei welchen
zur Feststellung der Helligkeit ein gewöhnliches Galilei'sches
Fernrohr ausreicht, nebst einigen im Titel angedeuteten an-
dern Notizen. Eine weitere Beobachtungsreihe, nämlich die
Stufenschätzungen von Circumpolarsternen als Wiederholung
der gleichartigen Arbeit von Heis*, hat der Verf. für spä-
tere Veröffentlichung zurückgelegt; ausserdem sind noch Be-
obachtungen schwächerer Veränderlicher mit sehr bescheide-
nen optischen Mitteln vorhanden. Der Wohnort des Ver-
fassers hat mehrfach gewechselt, doch sind nur wenige Be-
obachtungen ausserhalb Westfalens und keine ausserhalb der
Zone zwischen 50^ und 53° nördlicher Breite angestellt. Zur
selbständigen Zeitbestimmung hatte der Verfasser keine Mittel,
die benutzte Uhr ist deshalb immer nach den Uhren der
Bahnhöfe regulirt, welche ihrerseits durch telegraphische Zeit-
signale von einer Centralstation richtig gehalten werden und
die Zeitminute innehalten sollen. Verf. hat alle Angaben
auf Münsterische Bahnhofszeit (23" West von Berlin) redu-
cirt und meint, dass im allgemeinen der Fehler der Zeit

* De magnitudine relativa numeroque accurato stellarum, quae
solis oculis conspiciuntur, fixarum, pag. i —14.

nicht leicht 2°* erreichen, und nur in den besonders gekenn-
zeichneten Fällen bis 5"* ansteigen könne; übrigens wäre der
etwaige Zeitfehler nur bei den beiden weiterhin folgenden
Epochen von Algol von Belang, und hier scheint er, nach
der Uebereinstimmung mit fremden Beobachtungen zu ur-
theilen, nicht gross zu sein.

Alle äusseren Umstände, welche die Sicherheit der Be-
obachtungen beeinflussen können (Zustand des Himmels nach
Reinheit und Beleuchtung, ermüdete Augen, benutztes In-
strument u. s. w.) sind sehr sorgfaltig bei den Beobachtun-
gen durch kurze Bezeichnungen angegeben.

Meine Stufenschätzungen, sagt Verf. weiter, sind mit
starken Fehlem behaftet, zumal bei rothen Veränderlichen,
und nicht immer war es bei beschränkter Zeit möglich, durch
vielfache Vergleichung der Wahrheit näher zu kommen. Ref.
hat nun zwar * diesen Umstand bei den wenigen intensiv rothen
Sternen, welche in der Beobachtungsreihe vorkommen^ aus
nahe liegenden Gründen einer genauen Untersuchung nicht
unterziehen können; was aber die übrigen angeht, so findet
Ref. die Sache keineswegs so schlimm. Nur die Stufen-
weite ist stark veränderlich; Fälle, wie z. B. 1884 Nov. 11 und
12, wo der Verf. den Unterschied der Sterne 5 Cephei und
7 Lacertae, gemessen durch d Cephei, das eine mal 4, und
am Abend darauf 8 Stufen findet, während die relative Hel-
ligkeit des Veränderlichen selbst durch Vergleichung mit
Argelander^s Tafeln beide male als nahe richtig zu erkennen
ist, sind gar nicht selten. Da nun der Verf. in den aller-
meisten Fällen die Veränderlichen gleichzeitig an hellere und
an schwächere Vergleichsterne angeschlossen hat, so können
durch Einschaltung in eine gut bestimmte Vergleichsternscala
Zahlen gewonnen werden, die zur Untersuchung der Ele-
mente des Lichtwechsels recht wohl brauchbar sind. Bei
den weiterhin mitgetheilten Rechnungen habe ich eine An-
zahl vollständiger Beobachtungen mit solchen Lichtcurven,
für welche frühere Prüfungen durch Vergleichungen von Ar-
gelander oder von mir vorliegen, verglichen und glaube die
wahrscheinliche Abweichung einer solchen vollständigen Beob-
achtung auf ungefähr 0.64 bis 0.66 Argelander'sche Stufen
setzen zu können, während die gleichbedeutenden Zahlen
bei Argelander und mir um 0.58 herumschwanken. Hiernach
möchten vielleicht Herrn Plassmann's Beobachtungen in der
That etwas ungenauer sein; wenn man aber in Betracht
zieht, dass die verglichenen Lichtcurven den Argelander-
schen Beobachtungen speciell angeschlossen sind, und dass
auch meine Beobachtungen den zur Construction der Licht-
curven verwandten zeitlich viel näher liegen als die Plass-

mann'scheiiy so kann man die Vergrösserung des Fehlers
bei den letzteren auch ganz anders erklären, und man wird
nicht viel fehlgehen, wenn man den hier besprochenen unter
sonst gleichen Umständen dasselbe Gewicht gibt, wie den
meinigen.

Allerdings, die Aufstellung einer selbständigen Vergleich-
stemscala gestatten die Beobachtungen des Herrn Plassmann
nicht wohl. Schon die im ganzen geringe Zahl für jeden
Stern steht dem im Wege. Nur in wenigen Jahrgängen sind
einige zusammenhängende Reihen vorhanden, meist hinderten
Wohnungsverhältnisse und Berufsarbeiten, letztere namentlich
1883 bis 1886, an der Verfolgung selbst der interessanteren
Veränderlichen. Beobachtet sind überhaupt aus der Klasse
der Sterne von kurzer Periode Algol, f Geminor um, ß Lyrae,
17 Aquilae, d Cephei; von den erträglich regelmässigen mit
grösserer Periodendauer Mira Ceti, tj Geminorum, R Scuti,
und von den ganz oder fast ganz un regelmässigen a Cassio-
peiae, g Persei, s Aurigae, i Orionis, g Herculis, ß Pegasi,
fi Cephei; ferner S Monocerotis, den man zur ersten oder
dritten, sowie a Herculis und R Lyrae, die man zur zweiten
oder dritten Abtheilung zählen mag.

Nur für die Sterne der ersten Kategorie habe ich, theils
um die Beobachtungen zu prüfen, theils aus Interesse an den
Sternen selbst einige Resultate abgeleitet, und auch hier
glaubte ich von ^ Geminorum absehen zu müssen, da sich
Argelander's Lichtcurve (B. B. 7, S. 391) meinen eigenen Be-
obachtungen nicht sonderlich anschliesst. Was die übrigen
anlangt, so enthalten die Beobachtungen für Mira Ceti kein
Maximum; für g Persei ergeben sich keine grösseren Schwan-
kungen, und für d Orionis und S Monocerotis wenigstens keine
sichere Periodicität. Grössere Lichtänderungen zeigen a Her-
culis, ß Pegasi und f.i Cephei, vielleicht auch an einer Stelle
1882 der selten beobachtete Stern R Scuti, doch halte ich
es für wahrscheinlich, dass hier ein Irrthum stattgefunden hat
und der mit v bezeichnete, nicht identificirbare Stern kein
anderer ist als / = Heis 4 (Aquila). tj Geminorum habe ich
früher mit v, &y s desselben Sternbildes verglichen, der vom
Verf. benutzte Stern fi war mir stets viel zu hell. Hier sind
also persönliche Unterschiede angedeutet.

Ich führe nun die von mir abgeleiteten Epochen, denen
ich eine hinreichende Sicherheit zuschreibe, hier an. Sie
sind sämmtlich nach Argelander's Methode, meist auch mit
Hülfe der von ihm gegebenen Lichtcurven* bestimmt; nur

* Für ß Lyrae die Tafeln in der Commentatio altera, die Null-
Epoche fällt auf 1855 Jan. 6. Für rj Aquilae s. Tafeln A.N. 45, Nr. 1063 ;
für J Cephei Elemente A.N. 44, Nr. 1045, Lichtcurve A.N. 19, Nr. 455.

für die Berechnung von Algol hat meine Lichtcurve im
36. Jahresbericht des Mannheimer Vereins für Naturkunde ge-
dient. Die Epochen selbst sind stets nach Argelander gezählt.

1. Algol.

1882 März 16 Min. app. 9^ 4"» M. Zt. Münster .

Red. ad. © — 4.0
Ep. 1047 1 heliocentrisch 8^37°*M. Zt. Paris.
10 gut vertheilte Beobachtungen in 2'/2 Stunden. Algol
zuletzt im Stundenwinkel 7^.

1884 Nov. 12 Min. app. 9^ 4^6 M. Zt. Münster

Red. ad © +7-6
Ep. 10810 heliocentrisch 8^49*" M. Zt. Paris.
Ebenfalls 10 Beobachtungen, die aufsteigende Curve
sporadisch fast bis Mitternacht verfolgt.

2. ß Lyrae.

Ich kann aus den verhältnissmässig zahlreichen Beobach-
tungen nur folgende zwei Hauptminima ableiten :

Ep. 771 1882 Apr. 9 1^9 Münster; R — B = — I2^l
921 1887 Juli 29 2.8 » — 12.7.

Die starke Abweichung von Argelander 's Tafeln wird
für 1887 durch Herrn Reed (Astr. Journal, Vol. 8, S. 69)
durchaus bestätigt. Für 1882 kenne ich nur die aus Curven-
zeichnungen, also nicht direct vergleichbar abgeleiteten Re-
sultate von Julius Schmidt, die in gleichem Sinne abweichen.
Der Fehler der Tafeln ist schon 1870 bemerkbar (Zweiter
Catalog von veränderlichen Sternen, S. 59J, die Zunahme der
Periode also zur Zeit noch stärker als Argelander ange-
nommen hat (oder das von der dritten Potenz der Zeit ab-
hängige Glied ist in positivem Sinne zu corrigiren). Die
Tafeln in der Abhandlung von 1844 geben vollends die
Epoche 771 um 61 Stunden, Epoche 921 um 84 Stunden
früher als die Beobachtung.

3. T) Aquilae.
Beobachtete Minima:

Ep. 2094 188 1 Aug. 29 2i!?4 R — B=+6!?2

2098 Sept. 2 7 19. I +1.5

2101 Oct. 19 15.8 —6.5

2155 1882 Nov. IG 20.3 +1.6

2257 1884 Nov. 12 4.4 — 6.6
Beobachtete Maxima:

Ep. 2098 i88iSept. 30 5l»5 R— B=+o^i

2143 i882Aug. 19 11.5 —7.4

2394 1887 Juli 25 10.9 +0.1 sehr gut

2402 Sept. 20 20.6 +0.2

Ep. 2410 1887 Nov. 16 21W R— B=+8^9
2439 1 888 Juni 12 10. o — 0.5

Im Mittel findet sich also:

Min.-Ep.2141 (1882 Aug. 2) R— B=— 0^76
Max.-Ep. 2314 (1885 Dec. 28) +0.23

und im aligemeinen Mittel aus 11 Bestimmungen, mit dem
festen Intervall 2* 9^ vom Minimum zum nächstfolgenden Ma-
ximum:

Min.-Ep. 2236 (1884 Juni 14) R — B=— o'?22.
Hiernach stimmen jetzt Argelander's Tafeln wieder nahe,
nachdem sie in den siebziger Jahren die Epochen bis zu 6
Stunden oder mehr zu früh gegeben haben.

4. i Cephei.
Beobachtete Minima:

Ep. 2861 1882 Oct. 8 sH R— B=+o^2

2867 Nov.

12.2

—1.8

3004 1884 Nov.

II. 8

+3.4

3091 1886 Febr.

12.0

+0.4

3152 1887;

an.

II. 4

+9.4

3154

an.

7.6

+6.8 gut

3197 Sept.

8.6

0.0

3198

12.8

+4.6

3220 1888 Jan.

10.4

+8.4

Beobachtete Maxima:

Ep. 2741 1881 Jan.

i6ho R-

-B=+4»?9

2745

5-1

+3.0

2860 1882 Oct

4.4

+7.0

2873 Dec.

4.0

+ 1.8

2878 1883 Jan.

2.4

—0.6

3154 1887 Jan.

20. 1

+8.9

3157 Febr.

10. 0

-2.6

3187 Juli

3.7

+3.5 gut

3241 1888 Mai

1.4

+0.7

3247 J

uni

II. 4

4.5

Die Mittel werden hier

Min.-Ep. 3083 (1886 Jan. 11) R— B=+3^49
Max.-Ep. 3008 (1884 Dec. 6) +2.21

und aus sämmtlichen 19 Bestimmungen mit dem festen In-
tervall Maximum — Minimum = i* 14^ 29" 35*

Min.-Ep. 3044 (1885 Juni 16) R— B=+2^82.
Auch hier ist die Abweichung der Argelander'schen
Elemente, die auf Beobachtungen bis 1856 beruhen, schon
seit den sechziger Jahren in gleichem Sinne angedeutet, wenn
auch die Grösse der Correction, wie sie oben ermittelt
wurde, etwas auffällig ist.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 33. ^

Es wird bei der nicht sehr grossen Anzahl von abge-
leiteten Epochen nicht lohnen, Untersuchungen über die wahr-
scheinlichen Fehler derselben anzustellen. Auch ist es nicht
meine Absicht, definitive Correctionen abzuleiten (wiewohl
die oben gegebenen, weil consequent berechnet, mit andern
gleichartig berechneten recht wohl combinirt werden können),
sondern mehr, die erste veröffentlichte Beobachtungsreihe eines
bisher noch nicht an die Oeffentlichkeit getretenen Beobachters
auf ihre Brauchbarkeit zu prüfen. Und diese Prüfung hat
dieselbe m. E. recht wohl bestanden, so dass man nur wün-
schen kann, Herr Plassmann möge diese Beobachtungen fort-
setzen und auch auf schwächere Sterne auszudehnen Gelegen-
heit finden.

Die weiteren vom Verf. von S. 3g an mitgetheilten Beob-
achtungen kann Ref. nur kurz berühren. Sie betreffen die
Sichtbarkeit von Fixsternen und die der hellen Planeten, ins-
besondere der Venus (während Mercur nicht beobachtet ist)
in der Dämmerung und bei Tage. Ref. glaubt nicht, dass
dieselben ein grösseres Interesse gewinnen werden. Eher wird
dies bei den weiterhin folgenden Vergleichungen des Uranus mit
Sternen in Leo und Virgo der Fall sein, insbesondere wenn
dieselben bei künftiger Fortsetzung zeitlich bis zu den Still-
ständen und darüber ausgedehnt werden. So erreicht z. B.
Uranus rechtläufig im Januar 1889 die Position 0=13** 22"
d = — 89o und im Juni 1890 rückläufig fast dieselbe wieder,
nämlich 13*» 24™ — 8?3. In beiden Stellungen, und noch
wochenlang vorher und nachher kann der Planet mit densel-
ben Sternen (z. B. 65, 66, 74, 76 Virginis) verglichen, und da-
durch der Einfluss der Phase und Aehnliches viel besser er-
kannt bez. eliminirt werden, als bei Beschränkung der Beob-
achtungen auf grössere Nähe bei der Opposition. Da nun
femer zwischen den beiden oben erwähnten Stillständen zwei
andere liegen (in 13^ 7™ — 6?4 Juni 1889 und in 13^ 40"
— 9?7 Febr. 1890), so kann auch, wie leicht zu sehen, die
Anordnung getroffen werden, dass dieselben Vergleichsteme
in je zwei auf einander folgenden Erscheinungen des Planeten
benutzt und somit allmählich über weite Strecken der Eklip-
tik hin die Sterne der fünften bis sechsten Grösse mit guten
Controlen an einander angeschlossen werden. Und ebenso wäre
dies für die Sterne der Grössen 7" bis 8™ durch Neptun zu
erreichen, doch mösste das dazu benutzte Fernrohr, wenn
Mondschein und Dämmerung nicht zu grosse Lücken bewir-
ken sollen, wenigstens die Sterne 9" oder besser 9.10°* zeigen.

Den Beobachtungen von ß Lyrae hat der Verf. S. 27
eine Anmerkung beigefügt, in der zur Erklärung des Licht-
wechsels die Anschauung vorgetragen wird, ß sei ein sehr

enges Sternpaar, welches in derselben Zeit einen Umlauf um
einander vollendet, in der der grössere Stern (oder beide?)
um eine feste Axe rotirt. Ohne hierauf oder auf die Aehn-
lichkeit dieser Hypothese mit der Klinkerfues'schen (Göttinger
Nachrichten, 1865 Jan. u) näher einzugehen, bemerkt Ref.
nur, dass bei allen derartigen Hypothesen die Veränderlich-
keit der Periodendauer unerklärt bleibt.

Zusatz. Die Berechnung der Hauptminima von ßhy-
rae nach den Elementen der Argelander'schen Abhandlung
von 185g ist durch die Tafeln, welche daselbst S. 21 — 25 ge-
geben sind, sehr erleichtert. Diese Tafeln wären noch ein-
facher zu gebrauchen, wenn in Tab. III die Helligkeiten, so-
weit solche für die Ableitung der Hauptminima in Frage
kommen, auch für negative Argumente gegeben wären.
Ferner ist die Epochen tafel bloss bis 1870 fortgeführt, und
somit für neuere Zeiten jeweils eine ziemlich ermüdende
Rechnung erforderlich. Beide Lücken erlaube ich mir ge-
legentlich dieser Anzeige im folgenden auszufüllen. Die Be-
zeichnungen sind die Argelander*schen; seine Tafel II, S. 23
der Abhandlung, bleibt ungeändert.

Tafel I (S. 22 der Abh.)

Epochen

877 t_

+ 453

1871

lO»

13h

51"

' 4i?6

+ 266!20

905

481

1872

28.8

282.05

933

509

1873

38.8

297-83

962

538

1874

40.2

314.10

990

566

1875

45.7

329.74

1018

594

1876

•57

7.8

345.30

1046

622

1877

44.8

360. 80

1075

651

1878

8.2

376.78

1103

679

1879

24.4

392.13

"3"

707

1880

49.5

407.41

1160

736

1881

41.4

423.17

1188

764

1882

33.5

438.31

1216

792

1883

28.6

453- 38

1244

820

1884

24.6

468.37

1273

849

1885

40.2

483.84

1301

877

1886

47.1

498. 69

1329

905

1887

49.0

513.48

1358

934

1888

49.3

528.72

1386

962

1889

49-9

543- 36

1414

990

1890

39.5
5^

557.93

Tafel ni (S. 23).

2' O*» )

ti-55

—I» 8^

10.04

—0' lÖ""

4.61

1 23 ]

[1.50

9.84

4.38

22 1

11.44

9.62

4.19

21 ]

[1.38

9-38

4-03

20 1

11.32

9.11

3-89

19 ]

ti.25

8.81

378

18 1

[I.18

8.48

3-69

17 1

[1,11

8.13

3.61

16 1

[1.03

7-75

3-54

15 '

[0.94

—0 23

732

3-49

14 1

to.85

6.85

3-45

13 1

to.75

6.37

342

12 ]

to.64

5-92

3-39

II 1

to.52

5-53

3.36

10 1

[O.38

5-i8

335

9 1

[O.22

4.87

3-35

Seh.

M. Nyr^n, Zur Aberration der Fixsterne. (M^langes

math^matiques et astronomiques dr^s du Bulletin de l'Acadömie
Imperiale des Sciences de St. Pitersbourg. Tom. VI, S. 653 — 667). 8°.

In dieser Abhandlung gibt Herr Nyr^n einen Beitrag
zur Beantwortung der Frage, ob die Voraussetzung, von
der man bei Bestimmung der Aberrationsconstante ausgeht,
„dass die Geschwindigkeit, mit welcher der Lichtstrahl den
Weltraum durchläuft, davon unabhängig sei, ob sich die
Lichtquelle in Ruhe oder in Bewegung befindet", in den Be-
obachtungen eine Bestätigung findet.

Obwohl die nahe übereinstimmenden Resultate, welche
man aus den Beobachtungen vieler Sterne für die Aberra-
tionsconstante gefunden hat, schon eine empirische Berech-
tigung dieser Annahme ergeben haben, so können dieselben
wegen der ungleichen Bedingungen, unter denen die in ver-
schiedenen Himmelsgegenden gelegenen Sterne beobachtet
werden müssen, doch nicht in dem Masse zur Entscheidung
vorliegender Frage herangezogen werden, wie Sterne, die
unter ganz gleichen Bedingungen beobachtet werden können,
und bei denen es doch in hohem Masse wahrscheinlich ist,
dass sie eine relative Bewegung in Bezug auf die ausge-
sandten Lichtwellen besitzen. Nach dem Vorgange von W.
Struve, welcher schon die in Dorpat angestellten Beobach-
tungen der iR-Diflferenzen des Polarsterns und seines Be-

gleiters als geeigneter Objecte dieser Untersuchung unterzog,
und wahrscheinlich auf Veranlassung dieses Vorgangs äusserte,
wie Verf. mittheilt, Wagner kurz vor seinem Tode die Absicht,
die am Pulkowaer Passageninstrument beobachteten iR-Diffe-
renzen des genannten Stempaars für eine derartige Unter-
suchung zu verwerthen. Nachdem es Wagner nicht mehr
vergönnt war, der Untersuchung näher zu treten, nahm sich
der Verf. der Arbeit an, und ihm verdanken wir sowohl die
Ausführung dieser Untersuchung selbst, als auch eine Neu-
reduction der Dorpater Beobachtungsreihe, deren Resultate
in der genannten Abhandlung vorliegen.

An der Pulkowaer Reihe gleichzeitiger Beobachtungen
von Polaris und seinem Begleiter am grossen Ertel'schen
Passageninstrument sind fast alle Astronomen, welche über-
haupt an diesem Instrumente beobachtet haben, betheiligt,
so Schweizer, Fuss, Lindhagen, Wagner. Verf. hat ihre Be-
obachtungen zunächst benutzt, um in Verbindung mit den
Dorpater Durchgangsbeobachtungen von W. Struve eine etwa
merkliche relative Eigenbewegung beider Sterne in iR zu
bestimmen. Die nahe Uebereinstimmung der in den ver-
schiedenen Epochen beobachteten iR-DifFerenzen gestattete
jedoch die relative Bewegung gleich null zu setzen. Für die
eigentliche Untersuchung hat nun Verf. die Beobachtungen
von Fuss und Lindhagen, als zu wenig zahlreich, ausge-
schlossen, so dass die Pulkowaer Reihe sich zusammensetzt
aus 107 Beobachtungen von Schweizer aus den Jahren
1842 — 44 und aus 363 in der Zeit von 1851 — 84 angestell-
ten Beobachtungen von Wagner. Die letzteren zerfallen in
zwei getrennt behandelte Reihen , von denen die erste
182 Beobachtungen nach Gehör, die zweite 181 registrirte
Beobachtungen enthält. Mit Ausnahme der in den Jahren
1857 — 58 und 1874—84 erhaltenen finden sich alle Beob-
achtungen in den verschiedenen Bänden der Observations de
Poulkova auf den jeweiligen Jahresanfang reducirt vor, wäh-
rend die Beobachtungen in den genannten Jahren aus den
Beobachtungsbüchern entnommen wurden. Bei der Reduc-
tion dieser letzteren auf den Jahresanfang wurden als Coor-
dinaten-Differenzen für 1850 angenommen

Polaris— Comes in iR = +24? 20

» Decl. = +i5f'65

Bei Berechnung der Gewichte der einzelnen Beobach-
tungen hat Verf. zunächst die Gewichte der beobachteten
Rectascensionen beider Sterne abgeleitet und sich dabei der
von Wagner im jüngst erschienenen Vol. XII der Observa-
tions de Poulkova S. (44) gegebenen Scale bedient; aus den
so erhaltenen Gewichten wurde dann das Gewicht der iR-

Differenz berechnet. Es wurden nun vor der Vergleichung
mit der Aberration alle in derselben Hälfte eines Monats
vorhandenen Beobachtungen zu einem Normalort vereinigt.
Aus diesen Werthen wurden dann für die drei Beobachtungs-
reihen gesondert die wahrscheinlichsten Werthe der JR-
Differenz und der Correction der Aberrationsconstante nach
der Methode der kleinsten Quadrate bestimmt. Es wird die
iR-Differenz für

Beobachter Mittl. £p. und Aeq. Polaris— Comes desgl. 1850.0
Schweizer 1843 23?576+o?03i 24*45

Wagner, nach Gehör 1870 27.006+0.024 24.18

Wagner, registrirt 1873 27.546+0.022 24.24

Als Correction der aus den Polarsternbeobachtungen
allein folgenden Aberrationsconstante geben die drei Beob-
achtungsreihen die folgenden Werthe:

Schweizer Corr. = +o."oi34:of'oi5

Wagner, Gehör, » =+0.021+0.011

> registrirt » =—0.015+0.010

Mittel = +of'oo4+of'oo7

Das Gesammtresultat aus den drei von zwei verschie-
denen Beobachtern und zum Theil nach verschiedenen Be-
obachtungsmethoden erhaltenen Beobachtungsreihen des Polar-
sternsystems entspricht hiernach der Annahme einer gleich-
wertigen Aberrationsconstante für beide Sterne vollkommen.
Allein es steht noch im Widerspruch mit dem Resultat der
Dorpater Beobachtungen desselben Sternpaars von W. Struve,
welcher bekanntlich (Mens. Micr. S. 247) aus zwei in den
Jahren 1818 — 21 und 1822 — 26 an zwei verschiedenen In-
strumenten erhaltenen Beobachtungsreihen zwei nahe über-
einstimmende Werthe des Unterschiedes zwischen der aus
Polaris und der aus dem Begleiter folgenden Aberrations-
constante gefunden hat, deren Mittel

Comes — Polaris = — o."i49±o."o2o
beträgt, so dass Struve a.a.O. schloss: „Apparet de exiguo
inter utriusque stellae aberrationes discrimine dubium vix
relinqui." Der Unterschied der beiderseitigen Resultate ver-
anlasste nun den Verf. die Dorpater Beobachtungen einer
Neureduction zu unterziehen, die ihm um so mehr geboten
erschien, als die Reduction der Beobachtungen der ersten
Reihe auf eine gemeinschaftliche Epoche nicht scharf genug
ausgeführt war, und über die Ausführung der von Senff be-
wirkten Berechnung der zweiten Reihe keine Angaben vor-
lagen. Das Resultat der Neuberechnung dieser beiden Dor-
pater Reihen, das man nunmehr in Bezug auf die Reduction
als einwurfsfrei anzusehen hat, stimmt nun aber sehr nahe

mit dem von W. Struve für den Unterschied der Aberra-
tionsconstanten angegebenen überein. £s gibt nämlich die
erste Reihe

Comes— Polaris = — o."i8i +o."039
und die zweite

Comes— Polaris = — o."i 13 + of'029.

Da aber die ^bedeutend sichereren Resultate der Pul-
kowaer Beobachtungen mit einer so beträchtlichen Verkleine-
rung der Aberrationsconstante, wie sie hiemach der Begleiter
erfordern würde, im Widerspruch stehen, so meint Verfasser,
es müsse noth wendig die Erklärung der Diflferenz in andern
Gründen als den von Struve herangezogenen zu suchen sein.
Verf. hält es nun für wahrscheinlich^ dass die Differenz ihre
Erklärung in einer Aenderung der persönlichen Gleichung des
Beobachters findet. Da der Begleiter nur nachts beobachtet
werden kann, so ist beim Maximum der Aberration (October)
nur die obere, beim Minimum (April) nur die untere Culmi-
nation zu beobachten. Eine von der Bewegungsrichtung ab-
hängige Aenderung der persönlichen Gleichung, wie sie bei
Sternen von so verschiedener Helligkeit leicht möglich ist, würde
sich dann mit der Aberration vermischen.

Die Wahrscheinlichkeit, dass die aus den Struve'schen
Beobachtungen resultirende Differenz in der angezogenen Ur-
sache ihre Erklärung findet, würde bedeutend erhöht werden
durch den Nachweis, dass die Beobachtungen von Schweizer
und Wagner von einer solchen Aenderung der persönlichen
Gleichung frei sind. In der That sprechen die Resultate,
welche Wagner in Vol. XII der Observations S. (60) — (64) über
seine Beobachtungen mit dem Zeitcollimator mittheilt, dafür,
dass für so nördliche Sterne wie Polaris eine Aenderung seiner
persönlichen (ileichung mit der Bewegungsrichtung nicht
merklich ist, u«d es bliebe für die vorliegende Frage vielleicht
nur zu wünschen, dass auch die Helligkeit des künstlichen
Sterns bei diesen Beobachtungen variirt worden wäre.

Die Bedeutung der vom Verf. aus den Pulkowaer Beob-
achtungsreihen abgeleiteten Resultate für die Frage nach der
Existenz verschiedener Aberrationsconstanten stützt sich nun
aber auf die Annahme, dass die eigenen Bewegungen der
beiden untersuchten Sterne von einander verschieden sind.
Da man jedoch über die relative Bewegung von Polaris und
seinem Begleiter noch keine sichere Kenntniss hat, so wird
man wünschen müssen, die Untersuchung auf Stempaare
ausgedehnt zu sehen, von denen bekannt ist, dass sie dieser
Bedingung genügen. Zu einer derartigen Untersuchung ist
nun zwar Moesta ( Astr. Nachr. 2349, ^355 — 5^) durch die Be-
arbeitung seiner in den Jahren 1860 — 64 in Santiago gemesse-

nen Zenithclistanzen von a* und ß Centauri geführt worden ; es
unterliegt aber wohl keinem Zweifel, dass die von ihm für a^
Centauri daraus abgeleitete Aberrationsconstante durch nicht
berücksichtigte Fehlerquellen verfälscht worden ist. Sein Re-
sultat würde sehr wahrscheinlich von diesen Einflüssen zu be-
freien sein, wenn Moesta, wie er anfangs beabsichtigte, auch
den Begleiter mit beobachtet hätte.

Eine endgültige Entscheidung in der Frage der Existenz
verschiedener Aberrationsconstanten wird voraussichtlidi nur
durch Beobachtungen herbeigeführt werden können, die eigens
zu diesem Zwecke angestellt sind. Man würde dann viel
mehr im Stande sein, das Resultat von Einflüssen frei zu hal-
ten, die sein Gewicht vermindern, als dies naturgemäss bei
Beobachtungsreihen der Fall ist, die in erster Linie zu an-
deren Zwecken ausgeführt worden sind. Man würde dann
die Beobachtungen so anordnen, dass sie den Gesammteffect
der Aberration enthalten, und man würde vor allem nur Sterne
vergleichen, von denen eine starke relative Bewegung bekannt
ist. Nachdem die Messung der relativen Lage der Spectral-
linicn gezeigt hat, dass sich so benachbarte Sterne wie a
und ß Geminorum in der Gesichtslinie mit grosser Geschwin-
digkeit in entgegengesetzter Richtung bewegen, ist es nicht
unwahrscheinlich, dass dxG Potsdamer Messungen auch Stern-
paare liefern werden, welche für eine derartige Untersuchung
geeignet erscheinen.

Fr. Deichmüller.

Vicrteljahrsschrift der Astronomischen Gesellschaft, 23. Jahrgang,

I. Heft.

Universitäts*Buchdruckerei von Carl Georgi in Bonn.

E. LUTHER

geb. 1816 Febr. 24, gesl. 1887 Od. 17

Jahresberichte der Sternwarten für 1887.

Basel.

In der astronomischen Abtheilung konnten am Meridian-
instrument wegen anderweitiger Inanspruchnahme nur die
zur Controle der Uhr nothwendigen Bestimmungen ausge-
führt werden. Es brachten überdies diese ziemlich viel Zeit
absorbirenden Messungen die Genugthuung, dass durch die-
selben der Moment des Erdbebenstosses, der am 23. Februar
die beiden astronomischen Uhren stellte, auf die Secunde
genau fixirt wurde. Unterbrechungen im Gange des Hipp-
schen Pendels machten eine Reparatur des Contactapparates
nothwendig; seither functionirt dasselbe befriedigend; eine
neue Instandstellung der elektrischen Batterien, welche zum
Registriren der Zeit dienen, wird nächstens vorgenommen
werden. Das Aequatoreal diente im Anschlüsse au die Vor-
lesungen des Assistenten, bei günstiger Witterung regelmässig an
zwei Abenden der Woche, zur Demonstration der Himmels-
erscheinungen, Endlich ' wurde die aus dem Vermächtniss
des Herrn Prof. Daniel Huber herstammende Uhr wieder in
stand gesetzt, so dass wir nun wieder ein die mittlere Zeit
anzeigendes Instrument besitzen.

Hagenbach-Bischoff,
Prof. und Vorsteher der physikalischen Anstalt.

Berlin.

Die Personalverhältnisse, sowie die Instrumente und
sonstigen Einrichtungen der Sternwarte haben im Jahre 1887
keine Veränderungen erfahren.

In der für die Aufstellung des akademischen Refractors
bestimmten Kuppel haben in diesem Jahre mit Zustimmung
des Herrn Geh. Raths Auwers provisorisch montirte Fem-
röhre mit Objectiven aus Jenaer Glas, welche in dem opti-
schen Institut von Herrn C. Bamberg hier verfertigt worden

Vierteljahnschr. d. Astronom. Gesellschaft. 33. 0

waren, Aufnahme gefunden. Es haben dabei mehrere Ver-
gleichungen der Leistungen dieser Objective mit denjenigen
des neunzölligen Fraunhofer'schen Objectivs des grossen Re-
fractors stattgefunden. Positive Ergebnisse dieser Unter-
suchungen können noch nicht mitgetheilt werden, da bei
grösseren Objectiven aus den neuen Glassorten noch einige
Schwierigkeiten zu überwinden sind.

Ueber die Arbeiten an dem grossen Meridian-Instru-
mente, welches sich, abgesehen von den aufs neue eintre-
tenden Trübungen des Objectivs, in gutem Stande befindet,
berichtet Herr Dr. Küstner wie folgt:

Während des Jahres 1887 sind

1658 Durchgangs-Bestimmungen (davon 34 durch
Herrn Dr. Knorre behufs Zeitbestimmung an
5 Tagen),
1384 Declinations-Bestimmungen
ausgeführt worden.

Diese Zahlen sind etwas geringer als die entsprechenden
früheren, weil dieses Jahr vorwiegend Sterne in höheren De-
clinationen beobachtet worden sind. Im regelmässigen Ar-
beitsplan ist keine Aenderung eingetreten, und kann bezüg-
lich desselben auf die vorangehenden beiden Jahresberichte
verwiesen werden. Ausserhalb desselben sind auch in die-
sem Jahre wieder eine grössere Anzahl Sterne, deren baldige
Neubestimmung von Wichtigkeit war, beobachtet worden;
unter andern 16 Sterne, welche vom Königl. geodätischen
Institut bei den Breitenbestimmungen vom Rauenberg und
von Kiel benutzt worden waren. — Die Reduction ist unter
Beihülfe von Herrn Dr. Zwink, welcher auch einen Theil der
Kreisablesungen ausgeführt hat, stets auf dem Laufenden er-
halten worden, derart, dass sämmtliche Declinationen bereits
in endgültiger Form vorliegen und bei den Rectascensionen
nur noch die Ausgleichung der Uhrstände, welche besser erst
aus der Gesammtheit der Beobachtungen in definitiver Weise
vorzunehmen sein wird, erübrigt.

Für die Aufstellung des Meridiankreises sind von mir
beobachtet worden:

139 Azimuthe, abgeleitet aus Polstemen,
S^ Bestimmungen des Collimationsfehlers (derselbe

ist fast absolut constant), und
316 vollständige Nivellirungen der Axe.

Ausserdem hat Herr Dr. Zwink im September und Oc-
tober eine besondere Reihe von 48 Nivellirungen zur Ablei-
tung eines neuen Werthes für die Correction wegen ungleicher
Zapfendicke ausgeführt. Dieselbe war von mir im Jahre 1885
bald nach der durchgreifenden Renovirung des Instrumentes

bestimmt worden, und es lag die Befürchtung nahe, dass sie
mit dem fortschreitenden starken Einschleifen der Zapfen in
die Flächen der Lager eine Aenderung erlitten haben möchte.
Eine solche konnte auch in der That, wenn auch in ge-
ringem Masse, constatirt werden, indem Herr Dr. Zwink die
Correction gleich +o?oi9 gefunden hat, während sie sich
im Jahre 1885 +0*014 ergeben hatte.

Der im vorigen Bericht bereits angekündigte Catalog
der mittleren Oerter von 670 Sternen, beruhend auf Beob-
achtungen der Jahre 1885 und 1886, ist im August 1887 als
„Separat- Abdruck aus den Berliner Beobachtungen** publicirt
worden.

Ueber die Arbeiten am grossen Refractor berichtet Herr
Dr. Knorre wie folgt:

Im Laufe des Jahres 1887 habe ich am neunzölligen
Refractor folgende Arbeiten ausgeführt:

I. Mit dem Bamberg'schen Faden-Mikrometer:
37 Ortsbestimmungen von kleinen Planeten,
7 » » Cometen,

19 » » Vergleichsternen.

Dieselben sind vollständig reducirt bis auf 4 Planeten-
Beobachtungen, für welche die genaueren Positionen der
Vergleichsteme noch fehlen.

Eine Beobachtung des Planeten (154) Bertha vom
3. December bot eine günstige Gelegenheit dar, mir ein Ur-
lheil über den Werth der Durchmesser-Bestimmung der
grösseren Planeten aus Sternbedeckungen zu bilden. Der
Planet sollte nach der Rechnung von der Grösse ii?4 sein
und stand, als ich seiner zuerst ansichtig wurde, etwa 15"
von einem Stern 10. Grösse entfernt. In dieser Entfernung
konnte ich den Planeten gut sehen. Während des bald darauf
vorgenommenen mikrometrischen Anschlusses an einen geeig-
neten Vergleichstem wurde er jedoch infolge der Annähe-
rung an den Stern 10. Grösse immer schwächer, und ent-
schwand in einer Entfernung von 2" bis 3" meinem Auge
vollständig. Da nun, um bloss von den beiden äussersten
der grossen Planeten, Uranus und Neptun zu reden, die
Helligkeit dieser doch noch eine beträchtlich grössere ist, als
die eines Sterns 10™, und da eine Bedeckung von helleren
Sternen in Anbetracht der kleinen Durchmesser dieser Pla-
neten nur sehr selten sein kann, so ist wohl kaum zu er-
warten, dass man in absehbarer Zeit auf diesem Wege zur
Kenntniss der wahren Durchmesser der Planeten gelangen wird.
2. Mit dem Registrir-Mikrometer (Dcclinographen).
Bei der Aufsuchung mehrerer kleinen Planeten hatte
ich, wie früher, in allen den Fällen, in denen die Anwen-

dang des Registrir-Mikrometers sich als besonders vortheil-
haft empfahl, dieses Mikrometer angewandt. Dadurch erhielt
ich noch 9 weitere genaue Ortsbestimmungen von kleinen
Planeten, so dass die Gesammtzahl dieser Gattung von Be-
obachtungen sich auf 46 beläuft.

Meine Hauptarbeit mit diesem Mikrometer bestand aber
in der Beobachtung von Zonen in den dichteren Stellen der
Milchstrasse, um die Grenze der Genauigkeit solcher Beob-
achtungen in den ungünstigsten Fällen festzustellen. Ich
verweise in dieser Hinsicht auf das Referat V.J.S. 22, S. 279,
welches die Ergebnisse zweier Nächte^ deren ich im ganzen
10 auf diese Beobachtungen verwendet habe, enthält. Wenn
auch, wie zu erwarten stand, die Genauigkeit der Beob-
achtungen durch die Sternhäufigkeit geringer wird, so sind
doch die dort angeführten wahrscheinlichen Fehler +0^12
und dbi-"3 t)ez. i i''4 ^^s die ungünstigsten Grenzwerthe
anzusehen. Es ist das eben das äusserste Erreichbare für
solche Zonenbeobachtungen, bei denen man, so zu sagen,
wegen der Stemhäufigkeit kaum einen Augenblick zur Ruhe
kommt.

Im Laufe des Jahres 1887 hatte ich auch Gelegenheit,
Zonen in etwas weniger sternreichen Gegenden zu beobachten,
bei denen ich jedoch die gewöhnliche Grenze von 5 Bogen-
minuten für die Breite der Zonen wesentlich überschritt, und
bis über 7 Minuten Declinations-Differenz hinausging. Der
ungünstige Einfluss auf die Güte der Beobachtungen war
auch in diesem Falle merklich. Denn durch die häufig ein-
tretende Vergrösserung des zwischen je zwei auf einander
folgenden Sternen mit dem beweglichen Faden zu durch-
laufenden Weges verbunden mit der stärker angespannten
Aufmerksamkeit, um keinen Stern auszulassen, wurde ich
ebenso in Athem gehalten, als wenn ich die zahlreichen
Sterne der Milchstrasse beobachtete.

Im ganzen habe ich mit dem Registrir-Mikrometer erlangt

2943 Einzelbestimmungen von Rectascensionen,
4426 » » Declinationen,

1541 Helligkeitsschätzungen

von Sternen bis zu 13. Grösse.

Diese Beobachtungen sind sämmtlich reducirt, aber noch
nicht systematisch catalogisirt; sie vertheilen sich auf 20 Nächte.

Am Universal-Transit sind im Jahre 1887 keine Beob-
achtungen angestellt worden. Die Veröffentlichung der im
vorigen Jahresbericht erwähnten Beobachtungen des Herrn
Dr. Küstner an diesem Instrumente steht unmittelbar bevor.

Am kleinen Meridian-Instrumente hat Herr Dr. Knopf

eine grössere Reibe von Vergleichstern - Bestimmungen be-
gonnen, über welche im nächsten Jahre berichtet werden wird.

Ueber Beobachtungen an den kleineren Instrumenten,
insbesondere auch am Heliometer, berichtet Herr Dr. Batter-
mann wie folgt:

Auf dem Repsold'schen Stativ auf der Plattform der
Sternwarte wurden zunächst die beiden Bedeckungen des Al-
debaran durch den Mond Jan. 6 und März 2 beobachtet,
die erstere am öfüssigen Fraunhofer, die letztere an einem
672 zölligen Fernrohr . von Bamberg. Im Juni wurden am
öfüssigen Fraunhofer 3 Beobachtungen des Cometen Bamard
Mai 12 angestellt (veröffentlicht in A.N.), das Fernrohr zeigte
sich aber zu schwach für dies Object. Im September wurde
wieder das Heliometer aufgestellt, behufs Fortführung der
im Frühjahr 1886 wegen der damals zu ungünstigen äusseren
Umstände aufgegebenen Vermessung der Plejaden. Es war
der Plan, sämmtliche 28 Combinationen tj, d . . . h zu messen,
und zwar je 8 mal, symmetrisch in möglichst verschiedenen
Stundenwinkeln, die Distanzen 17.17, '7.27, 17.27 dagegen
öfter zur Bestimmung des Scalenwerths. Vollständig symme-
trisch konnte die Arbeit nicht durchgeführt werden infolge
des so ungewöhnlich ungünstigen Wetters im verflossenen
Winter. Bis Ende des Jahres wurden 85 Distanzen gemessen
(Plejaden, Cygnus-Bogen, 5 ^ Herculis, & Tauri, f Piscium),
von da ab bis zum Abgang des Beobachters von Berlin Ende
März 1888 noch 108 Distanzen. Die Messungen in den Ple-
jaden waren damit nahezu dem Plan gemäss abgeschlossen,
es fehlte nur bei einem Paar noch eine Messung. Der
Cygnus-Bogen war 4mal im Westen durchgemessen; es wäre
wünschenswerth gewesen, wenn derselbe noch im Osten hätte
gemessen werden können, ebenso kamen die geplanten Unter-
suchungen über die optische Ungleichheit wegen des Wetters
und des Abgangs des Beobachters nicht zu stände. Es
wurde daneben eine Reihe von Einstellungen des Oculars
auf den Punkt des Strahlenbündels gemacht, in welchem die
kleinste Distanz der Bilder null wird, eine Methode, die sich
zur Bestimmung der sog. Distanz der Objectivhälften em-
pfiehlt, sobald letztere bei normaler Ocularstellung nicht
allzu gross ist. Ferner wurde eine Anzahl von Einstellungen
des Focus auf u Piscium und y Leonis gemacht, darunter
eine Reihe mit Einstellungen bei verschieden weit aus ein-
ander geschraubtem Objectiv. Ausserdem wurde am Helio-
meter die totale Mondfinsterniss 1888 Jan. 28 beobachtet,
worüber ein Bericht in den Astronomischen Nachrichten er-
schienen ist.

Herr Dr. Küstner fügt seinen obigen Angaben noch

einige Mittheilungen über seine Betheiligung an Planeten-
Berechnungen, sowie über den von ihm verwalteten Zeit-
dienst der Sternwarte hinzu.

Von dem Planeten Ismene (190) hatte ich im Jahre
1886 neue Elemente abgeleitet, welche, da sie alle früheren
Beobachtungen von 1878 bis 1883 recht gut darstellten und
die Störungsrechnungen gewissenhaft ausgeführt waren, den
Lauf des Planeten für die nächsten Jahre mit Sicherheit
mussten berechnen lassen. Trotzdem ergaben die Beobach-
tungen der Opposition vom November 1886 Abweichungen
in M und Decl. von +18* und + 1/2 gegen die Ephe-
meride. Bei Revision der bez. Rechnungen fand ich je-
doch, dass diese Abweichungen fast ganz durch einen bei
Berechnung der Ephemeride, welche von anderer Seite war
beigetragen worden, begangenen Fehler verursacht worden
waren, und dass die Elemente zum Anschluss dieser Erschei-
nung nur ganz unwesentlicher Verbesserungen bedurften.
Mit den neuen Elementen führte ich die Störungsrechnung
weiter und berechnete die Oppositions-Ephemeride für De-
cember 1887, für welche zwei Nizzaer Beobachtungen die
geringen Correctionen von +o?6 bez. -f if'o ergeben haben,
so dass diese Elemente, mitgetheilt in Circular 309 des Ber-
liner Jahrbuches, gewiss eine genügend sichere Grundlage
für alle weiteren Untersuchungen betreffend die Bahn dieses
interessanten Planeten bilden werden.

Bei den Uhren der Sternwarte ist keine wesentliche
Aenderung eingetreten. Nur bei der luftdicht verschlossenen
Pendeluhr D habe ich einige Versuche gemacht, den kleinen
Temperaturunterschied, welchen zwei oben und unten im ein-
schliessenden Glascylinder aufgehängte feine Thermometer
erkennen Hessen, und dessen Schwankungen trotz ihrer Ge-
ringfügigkeit den Gang der Uhr zu beeinflussen schienen,
mittelst mehrerer, durch Zwischenräume, in welchen die Luft
frei circuliren kann, getrennter Metallumhüllungen wegzu-
schaffen. Es ist dies auch bis zu einem gewissen Grade ge-
lungen, indem die Differenz merklich kleiner und constanter
geworden ist; sobald erst wieder die Ablesungen für einen
längeren Zeitraum vorliegen, werden nähere Zahlenangaben
hierüber zu machen sein. Den Unterschied völlig zu besei-
tigen, scheint jedoch auf diesem Wege nicht möglich zu sein,
indem die ungleichen Strahlungswirkungen des grossen Pfeiler-
massives zu mächtig sind, und auch die Temperatur des
Kuppelraumes, welche, wie leicht erklärlich, ungemein starke
Schwankungen erleidet, durch die Decke des Uhrraumes hin-
durch, trotzdem diese mit Isolirschichten versehen ist, in.
ziemlich kurzer Zeit sich geltend zu machen scheint, wie die

Vergleichung eines oben in der Kuppel aufgehängten Ther-
mometers mit den bei der Uhr befindlichen andeutet. Der
Einfluss der noch übrig gebliebenen geringen Temperatur-
schichtung im Uhrcylinder kann jedoch nur ein minimaler
sein. — Die Uhr hat auch in diesem Jahre, bei völliger
Dichtheit des Verschlusses, den bekannten ausserordentlich
regelmässigen Verlauf des Ganges gezeigt, welcher sie zu
einem unschätzbaren Hülfsmittel für die exacte Führung des
ausgedehnten Zeitdienstes der Sternwarte macht.

Besondere Mühewaltung hat bei der nach mittlerer Ber-
liner Zeit gehenden Hauptuhr Tiede 387, welche die Regu-
lirung der städtischen Normaluhren bewirkt, die Innehaltung
der hierfür festgesetzten engen Grenzen von +o!5 als Ma-
ximalbeträge des Standes verursacht. Trotzdem ich mit den
auf der Pendellinse ruhenden kleinen Regulirgewichten ab-
sichtlich so selten und so wenig wie möglich operire, weil
nach meiner Erfahrung jede Aenderung in denselben ausser
der rechnungsmässigen Einwirkung auf den Gang eine Stö-
rung desselben bewirkt, bin ich doch genöthigt gewesen,
dieselben nicht weniger als 128 mal im Laufe des Jahres zu
wechseln. Die Ursache muss, wie mir scheint, hauptsächlich
in dem den Normaluhren den Strom übermittelnden Feder-
coDtact gesucht werden, durch dessen wechselnden Seiten-
druck auf das Pendel, obwohl die Feder ganz geringe Span-
nung hat und der Contact höchstens o?2 geschlossen wird,
kaum ablesbare Aenderungcn des Schwingungsbogens bereits
einen sehr starken Einfluss auf den Gang der Uhr gewinnen.
Zur näheren Untersuchung dieses Einflusses soll nunmehr die
Dauer des Contactschlusses vermöge einer noch zu treffenden
Einrichtung regelmässig bis auf +o?oi bestimmt werden.
Die Anwendung eines anderen, z. B. eines Quecksilber-Con-
tactes, welcher bei zweckmässiger Construction ohne jeden
störenden Einfluss auf den Gang der Uhr bleibt, wie das im
vorigen Bericht angeführte Beispiel unserer Meridian -Uhr
Tiede 3 beweist, ist in diesem Falle aus anderen Gründen
bisher nicht angängig erschienen. Die Grenzen von +o*5
im Stande sind jedoch, und zwar nach der definitiven Rech-
nung — der im voraus aus den Zeitbestimmungen extrapo-
lirte Stand musste natürlich in noch erheblich engeren ge-
halten werden — "nur wenige Male um ein geringes über-
schritten worden, und nur einmal, am 3. October, hat der Stand
den Betrag — i?i erreicht. Die durchschnittliche Abweichung
der Uhr von mittlerer Berliner Zeit ist wie früher auf + 74"
zu schätzen.

Bei dem Zeitballdienst in Swinemünde sind von 730
im letzten Jahre gegebenen Signalen drei verfehlt worden,

davon zwei durch Vereisung des Mechanismus und eines
durch Unachtsamkeit des Wärters beim Aufziehen des Balles.
Das wöchentliche Zeitsignal, welches der deutschen Uhr-
macherschule in Glashütte im Königreich Sachsen ertheilt
wird, ist im Jahre 1887 in zwei Fällen durch Unregelmässig-
keiten in der Herstellung der directen telegraphischen Ver-
bindung vereitelt worden.

W. Foerster.

Das mit der Sternwarte verbundene Recheninstitut hat
im Jahre 1887 das astronomische Jahrbuch für 1889 heraus-
gegeben und den Jahrgang 1890 des Jahrbuches vorbereitet.

Von den Circularen, welche Beobachtungen und Berech-
nungen der kleinen Planeten enthalten, sind im Jahre 1887
die Nummern 289 — 310 erschienen. Es sind in denselben
ausser den Planeten-Beobachtungen und Angaben von Ver-
gleichsternen 34 Elementen-Systeme und 65 Ephemeriden
mitgetheilt, von denen in Berlin 10 Elementen-Systeme und
45 Ephemeriden berechnet sind.

Von den Correspondenzen über Planeten-Beobachtungen
sind 21 Nummern (253 — 273) erschienen.

F. Tietjen,

Bonn.

Das Jahr 1887 ist in so fem für die Sternwarte un-
günstig gewesen, als ich selbst seit dem October durch ge-
häufte Universitätsgeschäfte an der consequenten Verfolgung
astronomischer Arbeiten vielfach behindert war. Die übrigen
wissenschaftlichen Beamten, der Obsefvator Dr. Deichmüller
und der mit dem i. Januar an Scheiner's Stelle getretene
Assistent Dr. Mönnichmeyer, haben in gewohnter Weise ihre
Arbeiten weitergeführt.

Die Zahl meiner astronomischen Schüler, die der Natur
der Sache nach stets nur gering sein kann, war in diesem
Jahre immerhin etwas beträchtlicher. Ich habe dabei hervor-
zuheben, dass Herr Dr. Deichmüller bei den praktischen Ue-
bungen derselben an den Instrumenten der Sternwarte mich
oft unterstützt hat, obwohl dies eigentlicTi nicht in seinen
Geschäftskreis gehört.

Die Voraussicht, dass der vergangene Winter mir viele
verschiedenartige Arbeit anderer Art bringen werde, hat mich
veranlasst im Herbst zum Umbau des bis dahin von mir
benutzten Hauptinstruments, des Schröder'schen Fernrohrs,
welches zur Durchführung der südlichen Durchmusterung ge-

dient hat, zu schreiten. Das Femrohr, bisher nur höchst
unvollkommen montirt, wird jetzt eine gute parallaktische
Aufstellung mit Zub.ehör erhalten, welche von dem Mechaniker
Max Wolz in Bonn ausgeführt wird. Dasselbe ist übrigens
auch im Winter auf seinem bisherigen Stativ, während Herr
Wolz ein neues anfertigt, wieder befestigt gewesen und hat
gelegentlich zu Beobachtungen gedient.

Bezüglich der Meridianarbeit über die Sterne in der
Zone 40° — 50*^ ist neben der allgemeinen Bemerkung, dass
sie wie früher ganz nach dem Programm der Astronomischen
Gesellschaft weitergeführt wird, zu berichten, dass die Aus-
arbeitung des zu druckenden Hauptcatalogs in der Art, wie
dies der vorjährige Bericht erläutert, und mit gleicher Ar-
beitsvertheilung, fortgesetzt und jetzt etwa bis zur Mitte ge-
diehen ist. Im Berichtsjahre sind die Stunden o^, i^, 2^, 6^,
12^, 18^ fertig gestellt worden, sowie mehrere kleinere Reihen
von Sternen, deren Mittheilung zum Zweck ihrer Benutzung
bei Bearbeitung von Cometenbahnen von fremden Astronomen
gewünscht worden war. Die Berechnung der Praecessionen
und ihrer hundertjährigen Aenderungen ist wiederum von
Herrn Stud. Oskar Stumpe ausgeführt. Erneute Prüfung der
Reductionstafeln und Umrechnung derjenigen früher berech-
neten Declinations-NuUpunkte, welche eine Veränderung des
Instruments im Laufe einer Zone anzudeuten schienen, gingen
damit Hand in Hand; sie sind meist von Dr. Mönnichmeyer
ausgeführt worden, und zwar so weit, dass fast nur noch die
Prüfung der ältesten, von dem verstorbenen früheren Obser-
vator Dr. Ticle herrührenden Beobachtungen rückständig ist.

Die aufgefundenen grösseren Abweichungen einzelner
Beobachtungen wurden, soweit thunlich, alsbald durch neue
Beobachtungen verificirt, auch die schon in früheren Berichten
hervorgehobenen Rückstände der Beobachtungen in der Milch-
strasse wesentlich verringert. Die Zahl der so bestimmten
Zonensterne beträgt 375, in ihrer definitiven Berechnung
blieben keine Rückstände.

Den Ende März 1887 im Sternbilde des Schwans von
Espin entdeckten, unserer Zone angehörigen rothen Stern
hat Dr. Deichmüller heliometrisch an 26 Cygni angeschlossen.
Im Meridian konnte er, bei sehr rascher Lichtabnahme, nicht
mehr beobachtet werden.

Sporadische Meridian- Beobachtungen von etwa 20 Ster-
nen ausserhalb der Zone 40^—50^ hatten meist den Zweck,
Eigenbewegungen entweder zu bestätigen oder zurückzuweisen.
Die meisten gehören dem Areal der südlichen Durchmuste-
rung an, andere waren bestimmt, für eine von Herrn Stumpe
unternommene, aber noch nicht vollendete Arbeit neueres

Material zu liefern. Bei dem Interesse der Sterne mit starker
Bewegung mag es gestattet sein, hier hervorzuheben, dass
diese Deichmüller'schen Meridianbeobachtungen die durch die
südliche Durchmusterung angedeutete Eigenbewegung des
Sterns —8^ 4352 = B. Z. 170 16^ 46« 35*28 im jährHchen Be-
trage von i'/e" durchaus bestätigt haben, hingegen die von
Argelander angegebene von +39° i8 = LL. 25 nicht; von
diesem Stern ist die Beobachtung von Lalande fehlerhaft,
die von Argelander war irrig reducirt.

Bezuglich der südlichen Durchmusterung kann ich end-
lich berichten, dass dieselbe nunmehr ganz vollendet ist, und
dass, wie im Jahre vorher das Stern verzeich niss und die erste
Hälfte der Karten, so jetzt die zweite Hälfte der letzteren in
die Hände der Astronomen gekommen ist. Ich habe mich
bis zum letzten Augenblicke bemüht der Arbeit den mög-
lichsten Grad von Richtigkeit zu geben, habe aber dabei
stets die Richtigkeit des Sternverzeichnisses als das Wichtigere
betrachtet. Zur weitem Prüfung, welchen Grad von Richtig-
keit die nach dem Stemverzeichniss ausgeführte Karten-
zeichnung haben möge, habe ich nach Vollendung der Karten
noch eine zeitraubende Vergleichung derjenigen Stücke aus-
geführt, welche zwei Karten gemeinsam sind. Unter beiläufig
1 8000 Sternen, die so geprüft sind, haben sich nun allerdings
II oder 12 gefunden, bei denen trotz aller Sorgfalt bei der
Correctur die schwarzen Kreise, welche zur Bezeichnung der
Sterne dienen sollen, einmal nicht den der Helligkeit der letz-
teren entsprechenden Durchmesser erhalten haben. Hiernach
werden sich unter den etwa 138000 Sternen, welche auf den
Karten dargestellt sind, ungefähr 85 derartige Fehler finden,
in den Positionen aber ist bei dieser Vergleichung kein Fehler
entdeckt worden.

Die Untersuchungen über Fehler in den Stemcatalogen
im Bereiche der südlichen Durchmusterung habe ich fortge-
setzt; sie nähern sich ihrem Abschluss, dieser ist aber durch
die grosse Zahl von neuen Catalogen, die in den letzten
Jahren hinzugekommen sind (z. B. ganz vor kurzem der erste
Band des Pariser Catalogs der Lalande'schen Sterne), immer
wieder verzögert worden.

Von weiteren Arbeiten gestatte ich mir hervorzuheben :

1. Die Beobachtungen von veränderlichen Sternen, darunter
einige Minima von Algol und das Maximum von Mira
Ceti; letzteres ist auch von Deichmüller bestimmt.

2. Die partielle Mondfinsterniss vom 3. August 1887. Die
totale Sonnenfinsterniss am Morgen des 19. August konnte
hier nicht astronomisch beobachtet werden, da zur Zeit
derselben für uns die Sonne noch imter dem Horizonte

war. Dennoch war der Eindruck der Verdunkelung auch
hier, wo nur die höchsten Theile der Atmosphäre kurz
vor und dann nach der Totalität Sonnenlicht erhalten
konnten, und trotz der dichten Bewölkung ein ganz über-
raschender.

3. Die meteorologischen Beobachtungen wurden wie in den
Vorjahren von dem Assistenten, also 1887 von Dr. Mön-
nichmeyer angestellt. Ihre Hauptresultate für das Ka-
lenderjahr 1887 sind in dem Jahresberichte des landwirth-
schaftlichen Vereins für Rheinpreussen veröffentlicht.

4. Herr Mönnichmeyer hat auch in diesem Jahre die Be-
arbeitung des Planeten (250) Bettina fortgesetzt und in
dem Berliner Jahrbuche eine Ephemeride desselben ver-
öffentlicht.

5. Eine Anfrage des Königlichen Statistischen Bureaus in
Berlin gab Veranlassung die Meereshöhe der Sternwarte
durch Anschluss an die städtischen Vermessungen und
dadurch an das Rhein-Nivellement von neuem zu er-
mitteln. Für diese Bestimmung ist die Sternwarte dem
Stadtbaumeister Herrn Lemcke und dem die Nivellements
ausführenden Geometer Herrn Hennes zu besonderm
Danke verpflichtet. Es fand sich für die etwas westlich
vom Haupteingange der Sternwarte, 27 Centimeter tiefer
als die mit Sandstein geplattete Hausflur des Erdge-
schosses angebrachte Höhenmarke die Höhe über dem
Nullpunkte des hiesigen Rheinpegels zu 18.08 Meter, oder
61.70 Meter über Normal-Null.

E. Schönfeld.

Breslau.

Die beobachtende Thätigkeit des hiesigen Observa-
toriums ist wie schon seit mehreren Jahren vorwiegend von
der Meteorologie in Anspruch genommen worden, einestheils
weil die Aufgaben der Witterungskunde und des Wetterdienstes
im allgemeinen sich weiter ausgedehnt haben, anderntheils
weil darauf bezügliche Anfragen in Breslau von verschiedenen
Orten her, insbesondere aus Schlesien sich von Jahr zu Jahr
vermehrt haben. Einen bemerkenswerthen Abschnitt in der
Anordnung dieser Beobachtungen bildet das Jahr 1887 in so
fern, als die seit 96 Jahren hier angenommenen und festge-
haltenen Hauptbeobachtungsstunden 6^, 2^, 10^ gegenwärtig
im Anschluss an das K. meteorologische Institut in Berlin
und an die alten Beobachtungsstunden der ehemaligen Mann-
heimer Societät mit 7*^, 2^, 9^ vertauscht sind. Zwei andere

tägliche Beobachtungsstunden treten gemäss den Wünschen
der deutschen Seewarte in Hamburg und des Meteorological
Office in Washington noch hinzu. — Während die Locaiität
der hiesigen Sternwarte auf dem speciell astronomischen Ge-
biete nur in sehr beschränktem Masse eine lohnende Con-
currenz mit den neueren Instituten gestattet und ein Neubau
hier zu einer sehr weiten Entfernung von der Universität
und der Stadt nöthigen würde, darf dieselbe für die meteoro-
logischen Aufgaben noch fortdauernd als wohl geeignet be-
trachtet werden, da ihre für die Mitte einer grossen Stadt
ungewöhnlich freie und ziemlich hohe Lage die meisten stö-
renden Einflüsse abhält, so dass erfahrungsmässig die sonstigen
Beobachtungen in der Seh lesischen Ebene mit denen in Breslau
bestens übereinstimmen. — Die täglich dreimaligen mag-
netischen Aufzeichnungen beschränken sich auf Variations-
Beobachtungen der Declination.

Die regelmässigen Zeitbestimmungen wurden wie im
vorigen Jahre von Herrn Dr. Lachmann ausgeführt, der auch
wiederum die Ephemeriden des von ihm übernommenen rla-
neten Eurynome für das Berliner Jahrbuch berechnete. Herr
Dr. Koerber hat eine definitive Bahnbestimmung des hellen
südlichen Cometen 1865 ^ ausgeführt und als Inaugural-Dis-
sertation veröffentlicht, bei der zur Feststellung der benutzten
Stemörter die in den verflossenen 20 Jahren erschienenen
vorzüglichen neuen Stern-Cataloge des Südhimmels (die der
Cap-Sternwarte von Stone und besonders die der Sternwarte
in Cordobä von Gould) wesentlich zu Hülfe kamen. Der
Unterzeichnete hat im Verfolg seines vorläufigen Verzeich-
nisses der neueren berechneten Cometenbahnen in Band 112
der Astronomischen Nachrichten sich mit einer neuen und
ein weniges modificirten Zusammenordnung der bisher be-
rechneten Cometenbahnen, unter Zusammenfassung der ver-
schiedenen Nachträge zu dem Verzeichnisse von 1847 in der
Encke'schen Ausgabe von Olbers' Methode, beschäftigt und
hofft, diese über den Rahmen und die Form seines früheren
Verzeichnisses nicht sehr weit hinausgehende Sammlung in
nicht zu ferner Zeit zu einem Abschlüsse führen zu können.

J. G. Galle.

Brüssel.

Observations aux instruments nieridiens. M.
Niesten, astronome, a continu6 les observations de circom-
polaires 4 la lunette m^ridienne. M. Byl, assistant, a ob-

serve, au cercle mdridien de Repsold, la polarissime et des
^tolles, pour la d^termination des constantes instrumentales.

Pendant le second semestre, le cercle de Repsold, qui
se trouvait provisoirement dans le jardin, sous une cabane
en bois, a 6t6 instalI6 dans la salle meridienne, oü il servira
spdcialement, en attendant qu'il soit install6 döfinitivement
ä Uccle, cL la mesure des diff^rences d'ascension droite de
deux etoiles tr^s voisines du pole, dans le but d'en d^duire
les constantes de la nutation diume.

Observations aux 6quatoriaux. Au grand äqua-
torial (38 Cent.), M. Niesten a poursuivi ses mesures d'6toiles
doubles dont la distance est plus petite que 2". 11 a fait
6galement une s6rie d'observations d'occultations d'^toiles par
la Lune. A T^quatorial de Test (15 cent.), M. Stuyvaert, astro-
norae-adjoint, a effectu6 les observations designees ci-apres :

Cometes Finlay (1886 VII) et Bamard (1887 IV);

Petite planete Sappho (80) ;

Ph6nom^nes des satellites de Jupiter;

Aspect physique de Satume, principalement de la divi-
sion de Struve remarquöe dans l'anneau crepuscu-
laire. (Voir Bull. Acad. Sciences Belgique, 3* ser.,
t. XIII, No. 3);

Aspect physique de la Lune;

Occultations d'etoiles par la Lune.

Une partie de ces diverses observations a 6te inseree
dans les Astron. Nachr. (No. 2793).

Service de Theure. II nV a pas eu de change-
ment notable dans Torganisation de ce service. Le declan-
chement automatique du Time Ball d'Anvers, obtenu au
moyen d'un courant 61ectrique transmis directement par l'Ob-
aervatoire de Bruxelles, continue ä fonctionner tr6s r6guli6*
rement.

Astronomie spherique. Ind^pendamment des * pre-
mi^res döterminations des constantes de la nutation diurne,
qui ont 6ii faites par M. Niesten d'apr^s les formules don-
n^es dans le Memoire du Directeur sur les mouvements
diume, annuel et s6culaire de Taxe du monde (Ex-
trait du tome XLV des M6m. de TAcad. Sciences Belgique,
1884), Memoire dont la seconde partie est ä Timpression,
celui-ci a publik un Trait6 des r6ductions stellaires.
Ce trait6 renferme la demonstration de toutes les formules
relatives a la position apparente des dtoiles, c'est-eL-dire 1° les
formules compl^tes de la prdcession et de la nutation, tant
annuelle que diume, ainsi que des mouvements s^culaires de
Taxe de la terre, en envisageant celle-ci comme form6e d'un
noyau fluide, au moins d sa surface, et d'une croüte solide;

2° les formnles relatives ä Taberration et k la parallaxe, tant
annuelles que systematiques des ^toiles. Une deuxi^me partie
renfermera l'application de ces formules k la d^termination
des constantes fondamentales de Tastronomie, et particuli6re-
ment k la determination de la vitesse syst6matique, des con-
stantes de la nutation diurne, de la constante qni afiecte les
termes d^pendants des p^rig^es du Soleil et de la Lune dans
les formules de la nutation annuelle, et enfin des constantes
arbitraires qui entrent dans ces formules.

Spectroscopie. M. Fievez a continue ses travaux de
recherches spectrales en rapport avec la Constitution du Soleil.

D'experiences nouvelles, consignees dans une notice prc-
sentee k TAcademie des sciences, M. Fievez a conclu, avec la
majorit6 des spectroscopistes, que: „dans l'^tat actuel de nos
connaissances, le carbone n'a pas de spectre diff(6rent du
spectre de flamme de ses compos6s hydrog6n6s."

Dans une autre notice, ins^r^e dans TAnnuaire de TOb-
serv'atoire pour 1888, M. Fievez conclut de Pensemble de
ses recherches sur le spectre du carbone, que: „dans P^tat
actuel de nos connaissances, il n'est gu^re possible de s'as-
surer de la pr^sence du carbone parmi les Clements consti-
tuants l'atmosph^re solaire."

La question si importante de Taccroissement du pouvoir
dispersif des spectroscopes a et6 aussi longuement ^tudi^e,
de nombreux essais ont et6 ex6cutes et fönt pr6voir que dans
un avenir peu ^loigne, l'etude du spectre solaire aura fait en-
core quelques progr^s.

M. Spt^e a Continus, pendant Tannöe 1887, ses obser-
vations sur le Soleil. Tous les jours que le teraps le pennet,
Timage du Soleil, obtenue par projection, est dessinee sur une
echelle de 250 mm. Le contour du disque est ensuite par-
courli pour le releve des protuberances. Chaque ann^e, M.
Spee publie dans TAnnuaire de TObservatoire royal le re-
sultat de ses observations; il y Joint un aper^^u des princi-
paux travaux parus sur le Soleil. Son travail intitule: „Phy-
sique solaire/^ maintient le lecteur au courant des etudes
dont cet astre, pour nous si important, est Tobjet.

M. Spce cherche k construire un spectroscope k Taide
duquel on realiserait dans une lunette le phenom^ne si rare
d'une eclipse totale de Soleil. Son but est d'arriver k voir
en entier et d'un seul coup le bord solaire tel qu'on le voit
pendant la duree si courte de Toccultation totale.

Les r^sultats obtenus jusquMci sont de nature ä Pencou-
rager. Un appareil de ce genre constituerait un progrc^s
remarquable dans les moyens d'etudier les protuberances et

la chromosph^re. La Photographie notamment pourrait en
tirer de grands avantages.

Photographie c61este. L*Observatoire a fait tailler
par Gnibb un objectif de 23 centim^tres d'ouverture, sp^da-
lement corng6 pour les Operations photographiques. II a ete
mont6 sur Tun des h61iom^tres qui ont servi aux observations
du passagc de V^nus. Diverses modifications et ajoutes ont
6tc faites, dans la suite, ä cet instrument afin de le rendre
pratique et propre k la confection de photographies stellaires
correctes. Malheureusement, depuis le montage d^ünitif de
Tappareil, le mauvais temps n'a pas permis de prendre des
clich^s stellaires de quelquc valeur. Toutefois, les essais,
faits jusqu'ici, confirment les qualit6s que le constructeur pr^-
tait k rinstrument. Elles ont pu etre v^rifi^es d^une favon
plus certaine par des photographies de diverses phases de
la Lune, et par une serie d'images prises lors de T^clipse
du 28— 29 janvier dernier. Toutes ces ^preuves sont remar-
quablement nettes.

Enfin, PObservatoire se propose de suivre le programme
de M. Janssen relatif aux applications de la Photographie
k la meteorologie, et aussi d'illustrer par des ^preuves ty-
piques les nouvelles classifications de nuages proposees par
les sp6cialistes allemands. Les premicrs pas faits dans cette
voie ont pleinement r^ussi.

Eclipse totale de Soleil. L'observatoire a pris part
a Tobservation de Töclipse totale de Soleil du 19 aoüt. Son
reprösentant, M. Niesten, avait etabli sa Station k Jurjewitz,
sur le Volga. Les Instruments dont 11 disposait 6taient : Pho-
tohellographe de Steinheil, objectif 10 cm, distance focale o^yo.
Du cöte oppos6 k la lunette, a texiT6mit6 de Taxe de ddcli-
naison, ou avait dispos6 une chambre noire munie de 4 ob-
jectlfs photographiques, dont les distances focales ^taient k
peu pr^s les memes, 45 cm. Ces objectifs 6taient d'Anjoux,
de Darlot et de Dallmeyer. Ils etaient destin^s k photo-
graphier la couronne solaire successlvement pendant 4, 8, 12,
i6y 20, 24, 28, 32 secondeSy et k donner ainsi des Images
permettant d'att^nuer Töclat des diff^rentes parties de la cou-
ronne solaire. Malgr6 des conditions atmosph^riques d^favo-
rables, on a pu dessiner k l'aide d'un chercheur de Com&tes
de Cauchoix (objectif 7 cm, distance focale 50 cm), la cou-
ronne solaire et relever les protuberances, et, k l'aide de
rinstrument photographique, prendre huit photographies, dont
Celles foumies par l'objectif de Dallmeyer pourront surtout
servir a Tetude de la structure de la couronne.

Catalogue d'etoiles. Le catalogue d'6toiles annonce
dans le rapport prccedent a paru. II forme le tome VI de

la nouvelle s6rie des Annales de rObservatoire, Les etoiles
catalogu^es sont au nombre de 10792 et reduites k Tepoque
1865.0. Elles ont ^te observees de 1857 ^ 1878. Ce ca-
talogue est le troisi^me que publie TObservatoire royal de
Bruxelles.

Bibliographie astronomique. Bien que cette pii-
blication n'dmane pas directement de TObservatoire, nous
croyons cependant devoir la mentionner ici, ses auteurs ^tant
M. Houzeau, mon savant pred6cesseur ä la direction de
Petablissement, et M. Lancaster, bibliothecaire et meteorolo-
giste inspecteur de l'Observatoire.

On sait que le tome II de cette vaste entreprise a 6te
termine en 1882. 11 comprenait les Memoires et Notices
parus dans les publications periodiques.

La premi^re partie du tome I a paru dans le courant
de 1887. Elle comprend une Introduction due ii M. Hou-
zeau et les sections I et II de Touvrage (Histoire et Astro-
logie). Ce tome 1" comprendra onze sections et formera
trois volumes.

Nouvel Observatoire. On a achev6 en 1887, en
partie, ses installations m6t6orologiques et magnetiques, la
Biblioth^que et le bätiment des bureaux. Une clöture pro-
visoire a 6t6 construite tout autour des terrains de l'ötablis-
sement et des chemins d*acc6s ont et6 traces. On ne pourra
commencer les travaux des installations astronomiques qu'en
juillet 1888.

On s'est occupe activement de la question de Pdclairage
et de la distribution d'eau. L'6clairage 4 la lumi^re 61ec-
trique a ete adopte.

On a execüte le trace de la meridienne sur une etendue
de 3300 m^tres.

Institut astronomique de Cointe (Li^ge).

M. de Ball a obtenu, depuis la date du dernier rapport,
171 observations compl^tes des Etoiles au dessous de la 9™*
grandeur de la zone -)- 2°. Le nombre d'observations des
Etoiles fondamentales est de 215. La r^duction des obser-
vations est achevde jusqu'aux corrections du cercle. Les re-
cherches relatives k cette derni6re correclion ont ete con-
tinu6es de Pautomne dernier k l'annde presente.

L'^clipse de Lune du 28 — 29 janvier dernier a pu 6tre
observ^e en partie (voir Astron. Nachr. No. 2832).

M. de Ball a utilis^ ses observations des positions rela-
tives des satellites de Saturne, Titan et Japetus, pour la d6-
lermination de la masse de Saturne (Mem. de PAcad. de

Belgiquc 1887). II s'est occupe d'une nouvelle ^tude de la
trajectoire de hi planete Eucharis; ce travail a ete d^posc
en avril demier ä l'Academie. II a cte charg6, il y a quelque
temps, par M. le conseiller Auwers, des calculs du catalogue
des 303 6toiles qui serviront de fondamentales pour Texten-
sion, vers le sud, de Tentreprise des zones. Le catalogue
des 303, pour 1885.0, d^duit des observations de Madison
(Washburn Observ.) est termin^. Les autres travaux sont en
voie d ach^vement.

Enfin M. de Ball a commenc6 les calculs de la trajec-
toire de la com^te 1881 III.

F. Folie.

Dresden.

(Dr. V. Engelhardt.)

Die vom Herrn wirklichen Geheimrath O. v. Struve mir
empfohlene und im Jahre 1886 von mir begonnene Beobach-
tung der Bradley'schen Sterne mit einer jährlichen Eigen-
bevvegung von mindestens of'i habe ich im Jahre 1887 fort-
gesetzt. Die in meinem vorjährigen Berichte angegebene
Anordnung der Messungen ist unverändert geblieben. Im
Jahre 1887 erzielte ich folgende Resultate; es wurden durch-
mustert

306 Sterne ohne Begleiter in 33 Nächten,
und gemessen

44 Sterne mit i Begleiter in 85 Nächten,
9 Sterne mit 2 Begleitern in 2 1 Nächten,
5 Sterne mit 3 Begleitern in 12 Nächten,
2 Sterne mit 4 Begleitern in 8 Nächten.
Die Zahl der im Jahre 1886 von mir durchmusterten
und gemessenen Bradley'schen Sterne wurde in meinem vor-
jährigen Berichte (Band 22, Heft 2) richtig angegeben, aber in
den Angaben der Zahlen der Nächte ist ein Versehen vor-
gekommen. Es soll heissen:

225 Sterne ohne Begleiter in 36 Nächten,
47 Sterne mit i Begleiter in 91 Nächten,
7 Sterne mit mehreren Begleitern in 21 Nächten.
Alle vorstehenden Beobachtungen der Bradley'schen
Sterne sind vollständig reducirt.

Die ebenfalls auf Empfehlung des Herrn O. v. Struve
gegen F.nde des Jahres 1885 von mir begonnenen, und im
Jahre 1886 fortgesetzten mikrometrischen Messungen von 21 .^
und 02 weiten Doppelsternen habe ich im Januar 1887 fer-
tig gestellt, und in den Astronomischen Nachrichten Nr. 2785
veröffentlicht. Von diesen Doppelsternen und vielfachen

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23. T

Sternen habeich im Januar 1887 zwei Sternpaare in 10 Näch-
ten gemessen.

Beobachtungen über die relative Eigenbewegung des
Nebels G.C. 3258 gegen einen benachbarten Stern 11. Grösse,
und mikrometrische Beobachtungen von C Cancri sind A.N.
2801 erschienen.

Beobachtungen zur Ermittelung der Aufstellungsfehler
des I2inch Aequatoreals wurden von mir im Februar und
Juli 1887 angestellt. Die Aufstellung des Aequatoreals ist
gleich wie in den früheren Jahren sehr stabil geblieben und
die Aenderung der Fehler ist unbedeutend.

Meine mikrometrischen Nebelbeobachtungen habe ich im
Jahre 1887 in der früheren Weise fortgesetzt und 78 ver-
schiedene Nebel in 185 Nächten beobachtet. Diese Nebel-
beobachtungen sind vollständig reducirt. Ferner habe ich im
Jahre 1887 mikrometrische Ortsbestimmungen von folgenden
Gestirnen ausgeführt:

Planet (80) Sappho in 3 Nächten

Comet 1886 VII Finlay in 3

> 1886 Vin Barnard (entdeckt am

23. Januar) in i Nacht

» 1886 IX Barnard-Hartwig ... in 2 Nächten

» 1887 II Brooks (entdeckt am 22.

Januar) in 4 »

» 1887 III Barnard (entdeckt am 16.

Februar) in 3 >

» 1887 IV Barnard (entdeckt am

13. Mai) • . in 5 »

Die Saturnsatelliten Knceladus, Tethys, Dione, Rhea,
Titan und Japetus wurden von mir in 11 Nächten mikro-
metrisch an den Saturnring angeschlossen.

Die Planeten-, Cometen- und Satelliten- Beobachtungen
sind in den Astronomischen Nachrichten erschienen.

Alle vorstehende Beobachtungen habe ich am Repsold-
schen Fadenmikrometer des 1 2 inch Aequatoreals meiner Pri-
vatsternwarte zu Dresden angestellt.

Zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsterniss vom 19.
August 1887 hatte ich mich mit einem 3.5 zölligen Fernrohre
nach Frankfurt a. d. Oder begeben. Dieser Ort lag nahezu
auf der Centrallinie der Verfinsterung, aber das schlechte
Wetter hat jede Beobachtung vereitelt.

Zu Anfang des Jahres 1887 ist der I. Band meiner
Beobachtungen im Drucke erschienen und versandt worden.

Die oben bezeichneten Beobachtungen der Bradley'schen
Sterne und der Nebel werden im II. Bande erscheinen.

Dr. B. V. Engelhardt.

Dresden.

(Königl. mathematischer Salon.)

Die astronom ischen Arbeiten wurden im Jahre 1887
durch ungünstige Witterung sehr beschränkt, die Beobachtungen
der Mondfinsterniss am 3., und die der Sonnenfinsterniss am
18. August hatten keine nutzbaren Erfolge. Die Tage und
Abende mit klarer Luft wurden zu Beobachtungen für Zeit-
bestimmungen benutzt, welche, wie bisher, an die K. Sachs.
Eisenbahnen und an die Stadt Dresden regelmässig abzu-
geben waren. Es fanden dieselben aber auch zeitweilig An-
wendung in dem Feuerwerks-Laboratorium der Artillerie-
Werkstatt, und Benutzung bei Freunden der Astronomie,
welche sich mit Beobachtungen beschäftigen.

Die meteorologischen Beobachtungen und Noti-
rungen wurden stets regelmässig von meinem Gehülfen, Cons.
H. Rimpler, ausgeführt, und die Ergebnisse fanden Benutzung
bei amtsgerichtlichen Verhandlungen, und auch Privatpersonen
machten zu verschiedenen Zwecken oft Gebrauch davon. Ver-
öffentlicht wurde vom Director: „Die Witterung zu Dresden,
1879 bis 1885'* tabellarisch berechnet aus den meteorologischen
Tagebüchern des Salons mit beigefügten Bemerkungen. Diese
Veröffentlichung bildet einen Anschluss an das bereits 1879
herausgegebene Werk: „Ergebnisse fünfzigjähriger Beobach-
tungen der Witterung zu Dresden, 1828 bis 1878", welches
ebenfalls aus diesen Tagebüchern vom Director tabellarisch
berechnet wurde.

Aus der vornehmlich auch in astronomischer und meteoro-
logischer Beziehung an Apparaten und Instrumenten aus dem
16., 17. und 18. Jahrhundert reichhaltigen Sammlung des
Salons erfolgten Veröffentlichungen verschiedener Art, darunter
auch in der amtlichen Zeitschrift der K. L.-C. Deutschen Aka-
demie der Naturforscher „Leopoldina*' die Mittheilung, dass
das Tangential-Schraubenmikrometer schon im Jahr
1631 von Math. Heintz in Zwickau erfunden worden, und
dass ein damit versehenes Instrument, datirt 1631, in der
Sammlung vorhanden sei.

Die Vorkommnisse im Gebiete der Astronomie, welche
bevorstehende oder bereits gemachte Beobachtungen oder an-
gezeigte Erforschungen betrafen, wurden, wenn dieselben
muthmasslich in erweiterten Kreisen die Aufmerksamkeit auf
sich lenkten, mit den zum allgemeinen Verständniss erforder-
lichen Erläuterungen in hiesigen Zeitschriften kundgegeben,
um mehr und mehr Freunde für astronomische Bethätigung

2ti gewinnen und die bereits gewonnenen in ihrer Zuneigung
zu erhalten.

Dr. A. Drechsler.

Düsseldorf.

Ausser den zur Berichtigung der Instrumente und Uhren
dienenden Beobachtungen wurden hier im Jahre 1887 am
Siebenfüsser folgende Kreismikrometer -Beobachtungen von
Planeten gemacht:

Nr.

Namen

Anzahl ,

Nr.

Namen

Anzahl

Hebe

Alkmene

17
26

28
36 ,

Thelis
Proserpina
Bellona
Atalante

3
I

84
86

90
113

Klio
Semele
Antiope
Amalthea

3
I

Fides

118

Peitho

58 !
68

Virginia
Mnemosyne
Concordia
Leto

I
2
I

134

145

165
169

Sophrosyne
Adeona
Loreley
Zelia

2
I
I
I

69 1
71 1
78 .

Hesperia

Niobe

Diana

4
3

258
270

Tyche
Anahita

also im Jahre 1887 von 25 Planeten 64 Beobachtungen und
seit 1847 von 166 Planeten 1398 Beobachtungen.

Die Beobachtungen von 1887 sind mit Ausnahme der
dritten Hesperia-Beobachtung, welche mein Sohn während
eines Urlaubs aus Hamburg April 17 hier anstellte, von mir
gemacht. (247) Eukrate war hier unsichtbar, wurde aber
auf mehreren südlicheren Sternwarten beobachtet.

Für das Berliner Jahrbuch setzte ich die Vorausberech-
nung von 4 Planeten fort, während meinoohn von Hamburg
aus seine Berechnung von 3 Planeten einsendete und sich an
den Hamburger Beobachtungen möglichst betheiligte.

Die eigentliche Betriebs-Eröffnung der der hiesigen
Sternwarte auf 320 Meter nahe gerückten Eisenbahn wird, wie
verlautet, im Jahre 1889 stattfinden.

Rob. Luther.

Genf.

L'l^^quatorial de 10 pouces a etc employe par Mr. Kam-
mermann aux diverses observations possibles pendant Tannee

1887. 6g positfons de cometes ont etc transmiscs aux Aslr.
Nachr. et publiees par dies.

85 determinations d la lunette meridienne ont servi ä
maintenir correcte la connaissance de Theure, pour la com-
paraison des Chronom^tres d^poses par Thorlogerie genevoise,
au nombre de 422. L'evenement le plus saillant, en vue de
cette partie du Service, a ete l'installation du nouveau regu-
lateur 6lectrique, place en Juin dans la cave de TObserva-
toire, contre un des piliers de la lunette meridienne, k Fabri
des fluctuations brusques de la temp^rature, et oscillant dans
une cloche oü la pression se maintient constante d 21 mini-
ma tres de mercnre.

L'appareil construit dans les ateliers de la fabrique de
telögraphes de Neuchätel, dirigee par Mr. Hipp, a traverse
une sdrie prolongee d'6preuves et commence k fonctionner
utilement. II promet un secours avantageux pour les compa-
raisons chronom6triques pendant les series de temps couvert,
trop frequentes k Gen^ve, s*il se comporte aussi heureuse-
ment que son semblable de TObservatoire de Neuchätel.

L'ancien equatorial de Gambey continue k servir au
directeur pour ses observations spectroscopiques du soleil.
Elles sont d'un int^ret restreint pendant la phase actuelle
de iQinimum d*activit6 solaire.

Les observations raeteorologiques se fönt reguli^rement
scpt fois par jour et se publient chaque mois dans les A r-
chives des Sciences, avec celles du Grand St. Bernard.
Le resume annuel pour 1886 a paru dans le No, de Septembre
ecoule de ce recueil. La notion de l'^tat des conditions
atmospheriques est completee par divers enregistreurs, parmi
lesquels deux appareils, fournis par Mess. Richard fr^res a
Paris, au d^but de l'annee 1887, ont 6te fort utiles.

Mr. Raoul Gautier a bien voulu mettre k la disposition
de rObservatoire un nombre important d'exemplaires de sa
dissertation sur „La i*"® com6te periodique de Tempel 1867 11",
pour (?tre envoyes aux diverses institutions astronomiques qui
nous favorisent de leurs publications.

E. Gautier.

Göttingen.

Nachdem im Laufe des Sommers 1887 die Verhand-
lungen wegen der Herstellung der Drehkuppel durch Sir Ho-
ward Grubb in Dublin zum Abschluss gelangt waren, wurden
sämmtliche Instrumente und die Bibliothek aus der Stern-
warte entfernt und Mitte Juli der Anfang mit dem Umbau
gemacht. Durch die Witterung begünstigt, konnte die Arbeit

über den ganzen Herbst fortgesetzt werden, und als unmittel-
bar vor Weihnachten der Umbau bis zum Eintreten der
besseren Jahreszeit unterbrochen werden musste, waren die
Dächer und die Verschlüsse der bedeutend erweiterten Spal-
ten in den beiden Meridiansälen bereits vollendet. In die-
sem Frühjahre wird der innere Ausbau der Säle und eine
zweckmässigere Aufstellung der Meridianinstrumente vorge-
nommen und die Einrichtung zur Aufnahme der neuen Kuppel
getroffen. Da das Heliometer bereits fertig und Sir Howard
Grubb zur Zeit mit der Zusammensetzung der Kuppel in
Dublin beschäftigt ist, so wird voraussichtlich die Einrichtung
der Sternwarte in den ersten Sommermonaten vollendet sein.

Die Beobachtungsthätigkeit hat unter diesen Verhält-
nissen während des vergangenen Jahres, abgesehen von den
wöchentlichen durch Herrn Clemens besorgten Zeitbestim-
mungen, ruhen müssen, nur wurden im Frühjahre 1887 einige
Cometenbeobachtungen angestellt und am 3. August die par-
tielle Mondfinsterniss beobachtet; bei der totalen Sonnen-
finsterniss am 19. August 1887 und der totalen Mondfinster-
niss am 28. Januar d. J. war der Himmel in Göttingen
gänzlich bedeckt. Die Thätigkeit des Personals der Stern-
warte war deshalb eine vorzugsweise rechnerische; ich stehe
jetzt vor dem Abschluss der Berechnung meiner Beobach-
tungen am Altazimuth in Strassburg, ferner habe ich an den
Reductionen der Klinkerfues'schen Zonen theilgenommen,
denen Herr Clemens einen Theil seiner Arbeitszeit widmete,
und womit Herr Heidom während des letzten Jahres fast
ausschliesslich beschäftigt war. Es haben sich noch viele
bisher nicht abgelesene Chronographenstreifen vorgefunden,
und die Zahl der Beobachtungen ist damit auf mehr als
8000 gewachsen. Von sämmtlichen Beobachtungen sind or-
dentliche Abschriften gemacht, die Instrumentalfehler sind neu
berechnet, die Fadenantritte sind mit neu berechneten Faden-
distanzen reducirt, und aus nahezu gleichzeitigen Sterncata-
logen ist ein reichhaltiges Sternverzeichniss gebildet, welches
den Klinkerfues'schen Zonen als Grundlage dienen wird. Im
nächsten Jahresberichte hoffe ich über den Abschluss der Ar-
beit und die Aufstellung eines Catalogs für die Epoche 1860
Mittheilung machen zu können.

Durch die Ernennung des Observators zum i. April ist
das Personal der Sternwarte nunmehr vollständig; es besteht
ausser dem unterzeichneten Director aus dem Observator Dr.
Battermann, dem Assistenten H. Clemens, dem Calculator
Heidom und einem Wärter.

Zu ihrer praktischen Ausbildung arbeiteten die bereits
im vorigen Jahresberichte erwähnten Herren auf der Stern-

warte; der Raum war durch den Umbau freilich sehr be-
schränkt, aber die Terrasse und die darauf befindlichen
Thürme mit Instrumenten boten doch Gelegenheit zum Be-
obachten, so weit es bei dem ungünstigen Wetter überhaupt
möglich war. Zur Zeit sind vier der Herren mit ihren Pro-
motionsarbeiten beschäftigt.

Wilhelm Schur.

Gotha.

Das Directorat der Herzoglichen Sternwarte ist am
I. December des vorigen Jahres auf mich übergegangen.
Der Beginn einer beabsichtigten ßeobachtungsarbeit am
Aequatoreal wurde durch die Ungunst der Witterung bisher
verhindert Infolge dessen habe ich mich fast ausschliess-
lich mit der Fortsetzung meiner Untersuchungen über die
Mondbewegung befasst, die ich vor etwa 1^/2 Jahren begonnen
habe. Diesen Untersuchungen liegen die in meiner Abhand-
lung „Untersuchungen über einen speciellen Fall des Problems
der drei Körper** auseinandergesetzten Principien zu Grunde,
die in engem Zusammenhange mit den von Herrn Gylden
aufgestellten stehen. Die theoretischen Resultate dieser
Untersuchungen, für welche mir als Hauptziel die Erklärung
der saecularen Aenderungen der Mondbewegung vorschwebt,
hoffe ich noch im Laufe dieses Jahres zu einem publications-
fähigen Abschlüsse zu bringen. Für die numerischen Rech-
nungen scheint aber leider **ine Revision der Theorie der
inneren Planeten nöthig zu sein. Nach gewissen Rechnungen
muss ich annehmen, dass die Resultate Leverrier's* für die
saecularen Veränderungen in den Bewegungen dieser Pla-
neten, namentlich des Mercur, nicht einmal als rohe Nähe-
rungswerthe gelten können. Die Kenntniss guter Werthe
für diese saecularen Veränderungen ist aber nöthig, um an
die Frage über die Veränderungen der mittleren Bewegung
des Mondes heranzutreten. Ich möchte noch hinzufügen, dass
es mir möglich erscheint, die von Leverrier selbst betonte
Schwierigkeit** bei der Bestimmung der saecularen Aende-
rungen in den Bewegungen der inneren Planeten dadurch
zum Wegfall zu bringen, dass man die Bewegung derselben
auf den Schwerpunkt des Systems Sonne-Innere Planeten be-
zieht. — Es eröffnet sich durch das Bemerkte die Aussicht
auf einen ursächlichen Zusammenhang der beiden auffälligsten

* Annales de TObservatoire imperial de Paris, II, 147, 162.
*♦ 1. c. 168.

bisher bemerkten, unerklärten Anomalien in den Bewegungen
des Sonnensystems, der Veränderungen der mittleren Länge
des Mondes und der Lage der Apsiden der Mercurbahn.

Paul Harzer.

Grignon.

L'etüde des corpuscules cosmiques ou extra - terrestres
qui flottent parfois avec tant d'abondance dans l'atmospherc,
a pu etre ajoutee d^s les premiers mois de 1887 aux autres
travaux d'astronomie physique entrcpris dans notre observa-
toire. Le raicroscope necessaire ^ ces recherches m'a cte
g6n6reusement donne par 1 'Association fran^aise pour
Tavancement des sciences. Sorti des ateliers de Ve-
rickd Paris, cet instrument donne des grossissements pou-
vant varier de 18 ä 1050 diametres.

Une acquisition d'un tout autre genre, mais d'une im-
portance tr^s grande aussi, a ete conclue vers la fin de Tan
dernier. C'est Pachat fait a Mr. Adolphe Martin, de Pou-
tillage propre ä la construction des objectifs astronomiques.
On sait que ce savant, charge autrefois par TObservatoiro
de Paris de Texccution pour la partie optique de certains
grands instruments, s'est vu forc6 par la maladie de renon-
cer definitivement ä ces travaux, auxquels il s'etait consacre
depuis tant d'annces dejd. Ancien eleve et collaborateur de
Leon Foucault, il a bien voulu, en nous livrant le materiel
de sori atelier, nous initier aux dt^tails de la pratique et des
calculs. Guides par ces bonnes traditions de Toptique fran-
Vaise, nous esperons qu'avec du teraps et de la perseverance,
il nous sera possible de doter notre observatoirc d'instruments
plus puissants et mieux adaptes aux recherches particulicres
que nous voudrions poursuivre.

I. Outre les observations meteorologiques courantes
on a continud a inscrire tous les phenomenes accidentels et
insolites que Ton a pu remarquer, tels que des halos so-
laires, Ic 11 mai, le 19 juillet et le 23 novembre; quelques
illuminations crepusculaires, rares et peu intenses d'ailleurs;
cinq chutes de grele dont on a dessine la forme; des orages
et le genre de manifestation des cclairs. Les phenomenes
phcnologiques ont continue k etre notes par Dom B. Rimelin
et les Clements d'un calendrier de Faune ont et6 ajout^s a
ceux de Tan dernier.

Les etoiles filantes du 10 aoüt ont donne entre» 9^ et
10^ du soir, ä deux observateurs (E. Siffert et D. Dcjmoulin),
25 et 20 pour nombre horaire. Celles du 27 novembre et
du 4 decembre ont ete tres rares. (Obs.: lehl, D. Demoulin),

2. Sitöl en possession du microscope dont je viens de
parier, une s^rie d'observations de micrographie atmosphe-
rique a et6 entreprise par Dom PI. D^moulin. Elles vont
du 14 avril au 2 septembre 1887 ®* forment deux cahiers,
l'un de 4 pages de texte, accompagne de 3 planches; l'autre
de 51 pages de notes, avec de nombreuses figures interca-
lees. • Ces figures, toutes tres soign6es et le plus souvent
coloriöes, se montent au chiffre de 150 environ. Elles repre-
sentent diverses cristallisations, quelques organismes caracte-
ristiques, et un nombre considi^rable de types de poussi^res
minerales, de provenancc tr^s probablement cosmique, parmi
lesquelles on remarque surtout de petits Fragments de fer
et de lapis lazuli.

3. L'^clipse de lune du 3 aoüt a ete quelque peu ob-
servee au point de vue de l'etendue de la penombre et des
sinuosites apparentes de l'ombre; ces sinuosites ont ete re-
connues une fois de plus provenir des inegalites de niveau
du sol lunaire, (Obs.: Lamey et lehl).

4. J'ai pris en juin et juillet cinq aspects des cratcres
de Venus; Tun est particuli^rement interessant en ce qu'il
montre un cratere illumine sur tout son contour, tandis qu'une
portion interne reste encore plongee dans la limite d'orabre.

5. Jupiter a ete dessin6 56 fois (Obs: D. Demoulin,
43 dessins; Lamey, 13). Cela porte le chiffre total des des-
sins de cette planete, executes k Grignon, k 639. J'ai re-
pris les recherches commencees il y a trois ans sur les sa-
tellites de Jupiter.

6. Saturne n'a ete dessin6 qu'une fois, le 30 mars,
par Dom lehl. Le disquc presentait comme Tan dernier des
bandes paralleles, lesquelles, pour le dire en passant, com-
mencent k s'evanouir ä la date oü j'ecris.

7. La liste des ouvrages re<;us en 1887, au nombre
de 17, se trouve aux pages 93 — 94 du Proslogium.

Les articles astronomiques parus Tan dernier dans notre
rocueil sont:

a) Observations sur la coloration propre des planetes,
relevee par contraste. Par Dom Lamey (No. lo; 2 pages).
— II s'agit de toutes les grandes planetes, Neptune excepte.

b) Sur la pc^riodicite nioyenne des taches de Jupiter.
Note de Dom Lamey (No. 1 1 ; 2 pag.). — Cette note (parue
dans les C. R. de TAc. des Sc, T. CIV p. 279) conclut ä
une oscillation en latitude des taches de Jupiter et k une
periode d*activile, le tout analogue k ce qui a Heu pour le
soleil; mais la periode est plus courte, sa duree n'etant que
de 5.43 ans ± 0.07.

c) R^ponse aux critiques de MM. A. Lancaster et J.
Kleiber sur l'influence thermique des ^toiles filantes. Par Dom
Lamey (No. 12; 6 pages). — Cette r6ponse m'a donne oc-
casion de relever certaines meprises dans lesquelles on tombe
facilement, lorsqu'on iie tient pas compte des antagonismes
de temperature qui se manifestent d'ann6es en annees ä des
dates remarquablement fixes.

d) Aspects de Saturae observ^s en f^vrier et mars 1886.
Par Dom PI. Demoulin (No. 13; 2 pages et 2 planches). —
Les six figures de cet articie montrent generalement un
double Systeme de bandes paralleles i l'equateur, qui paratt
avoir regne en 1886. Des variations periodiques de 24 heures
pour le nombre de bandes allant de 2 d 3, sont indiquees
d'apres ces quelques dessins.

e) Expose d^un programme d'observations micrographi-
ques, visant les hautes regions de Tatmosph^re. Par Dom
PI. Demoulin (No. 15; 2 pages). — Ce programme consiste
a recueillir regulierement les precipites atmosphöriques, et ä.
examiner et k compter sous le champ du microscope les
corpuscules de nature minerale qu'on y rencontre. II serait
ä souhaiter qu'une entente puisse avoir Heu pour des obser-
vations ä faire simultanement sur differents points du globe.
Malheureusement ce travail est si astreignant et si penible
qu'il ne saurait etre continue longtemps par le meme ob-
servateur. On pourrait le reduire ä, un mois de l'annee, tou-
jours le meme, le mois d'aoüt par exemple, riebe en pluies
orageuses et en etoiles filantes.

f) Note sur les aspects de Saturne pendant les mois
de fevricr, septembre et octobre 1886. Par Dom Et. Siffert
(No. 16; 4 pages). — Ces observations, analogues aux pre-
cedentes, terminent la serie des aspects de Saturne dessines
a rObservatoire. pendant Tannee 1886.

g) Releve des tremblements de terre observ^s a Gri-
gnon en juillet 1881. Par Dom lehl (No. 18; 2 pag.). —
Depuis les huit derni^res annees d'existence de notre obser-
vatoire, les seuls tremblements de terre que nous ayons re-
marques ont eu lieu les 4, 20 et 22 juillet 1881.

h) Notice sur les travaux executes a TObservatoire de
Grignon (Cöte d'Or) en 1886 [4"** compte rendu]. Par Dom
Lamey. (Extrait de la V.J.S. der Astron. Ges. Karlsruhe 1887.
6 pages).

Grignon, 14 Mai 1888.

Fr. Mayeul Lamey, O. S. B.

Heriny (Ungarn).

Die Personal-Verhältnisse haben im Jahre 1887
keine Veränderung erlitten.

Die Instrumente. Am io'/4 zölligen Reflector wurden
kleinere Verbesserungen angebracht, um ihn für Himmels-
photographie möglichst geeignet zu machen, besonders das
Uhrwerk wurde sehr sorgfaltig untersucht, Öfters gereinigt
und geschmiert. Die Spiegel zeigten bei einigen Aufnahmen
im Meridian eine nicht unwesentliche Ortsveränderung wäh-
rend der Exposition, so dass die Sterne doppelt aufgenom-
men wurden. Der grosse, concave Spiegel wurde aus der
Fassung genommen, die untere Fläche sehr gut gereinigt und
sowohl sie als auch die eben geschliffene Fläche der Fassung
mit Vaselin geschmiert und sehr sorgfaltig zusammen gerie-
ben, so dass eine grosse Adhäsion erreicht wurde. Auch
der kleine Spiegel, welcher einer neuen, soliden Montirung be-
durfte, wurde mit aller Vorsicht befestigt und mit einer neuen
Fassung mit Corrections-Schrauben versehen. Um die beiden
Spiegel centriren zu können wurde ein Centrir-Apparat con-
struirt und in der eigenen Werkstatt ausgeführt. Diese Ver-
besserungen haben viel zur Vollkommenheit der Bilder bei-
getragen.

Für die spectroskopischen Untersuchungen wurden klei-
nere Nebenapparate angefertigt, so z. B. der Heliostat wurde
mit Feinbewegungen versehen, um den Gang des Uhrwerkes
corrigiren und auch den Declinations-Winkel des Spiegels
verändern zu können.

Für die photographi.sche Beobachtung der totalen Son-
nenfinstemiss wurde ein Apparat auf einem parallaktischen
Stativ zusammengestellt, welcher aus einem Sucher mit 30
Linien Oeffnung, aus einem Photoheliographen mit Vergrös-
serungs-Apparat — beide von Herrn von Konkoly gütigst
zur Verfügung gestellt — und aus einer photographischen
Camera mit einem photographischen Objectiv von 3" Oeff-
nung und 42" Brennweite von Steinheil bestand.

Neu wurde eine photographische Präcisions-Camera für
Stern- Aufnahmen ausgeführt, und für die neue K. K. Lehr-
und Versuchsanstalt für Photographie in Wien ein vollstän-
diger Apparat zu Spectral -Studien, aus einem Spectrometer,
einer Camera und einem Apparat zur Ausmessung der Spec-
tralphotographien bestehend, angefertigt.

Die Bibliothek vermehrte sich recht erfreulich, be-
sonders durch Tausch - Exemplare der Sternwarten und ein-
zelner Gelehrten.

lOO

Publicatlonen. ¥Äne Anzahl kleinere Abhandlungen
sind in verschiedenen Fachzeitschriften erschienen.

Beobachtungen.

Spectroskopische Beobachtungen wurden nur im
Cabinet ausgeführt. Der neue Spectrograph a vision dirccte
wurde sehr eingehend untersucht, um die Bedingungen fest-
zustellen, welche die Schärfe der Bilder beeinflussen. Es
wurden eine grosse Anzahl Photographien des Sonnenspec-
trums auf verschiedenen Platten, die Spectren einiger im
Volta-Bogen verdampften Metalle und versuchsweise die voa
einigen Gasen aufgenommen. Ich hoffe noch im Laufe die-
ses Jahres regelmässige Studien über interessante Gasspectra
anfangen zu können, nachdem die nöthigen Apparate fertig
gestellt und viele Erfahrungen gesammelt worden sind. Spec-
troskopische Beobachtungen wurden an keinem Himmels-
körper angestellt.

Die grossen Planeten wurden nur sehr sporadisch
beobachtet.

Astrophotographische Arbeiten. Die Auf-
nahme der interessanteren Nebelflecke und Sternhaufen wurde
fortgesetzt. In der ersten Hälfte des Jahres hatte ich mit
der Structur der Gelatineschicht viel zu kämpfen, welche bei
manchen Platten so wenig fein war, dass die kleinsten Sterne
nicht zu unterscheiden waren. Endlich gelang es mir von der
.Fabrik des Herrn Dr. C. Schleussner in Frankfurt a. M. vor-
zügliche Platten zu erhalten, welche alle Vorzüge einer guten
Platte vereinigen. Zusammen wurden 68 Aufnalimen gemacht,,
die Belichtung variirte zwischen i und 3 Stunden. Die auf-
genommenen Sternhaufen und Nebelflecke sind die folgen-
den: G.G. Nr. 116 (3 mal), 341, 512—21, 11 19, 1157, 1166
(2), 1179 (3), 1183, 11Ö4, 1295 (3), 1360 (3), 1361, 1424,
1681, 1712, 1868, 1949—50 (2), 2343. 2377, 3453. 3572,
3636 (3\ 40Ö3, 4230, 4294, 4346 (2), 4361 (2), 4397, 4400,
4437 (2), 4440, 4447 (6), 4521, 4670, 4681, die Plejaden, 2
sternreiche Gegenden der Milchstrasse, die Umgebung von
« Lyrae, « Cygni, y Cassiopeiae (2), ß Lyrae.

Auch wurden noch einige Mond- und Planeten - Auf-
nahmen gemacht, ferner einige Spectral - Photographien von
Sternspectren angefertigt.

Im Cabinet wurden noch andere kleinere Arbeiten aus-
geführt, so z. B. viele Studien und Untersuchungen über die
Einwirkung des elektrischen Funkens auf Gelatine - Trocken-
platten.

Eugen V. (jOthard.

lol

Kalocsa.

(Haynald-Observatorium. 1886—87.)

Nachdem ich am i. Nov. 1885 die Sternwarte über-
nommen hatte, musste ich vor allem darauf bedacht sein
die laufenden Beobachtungen an der Sonne, soweit es ander-
weitige Beschäftigung und die nothwendigste Orientirung an
der Sternwarte gestatteten, fortzusetzen. Als Hauptaufgabe
glaubte ich die vollständige Beobachtung des Sonnenrandes
betrachten zu müssen. So interessant dieser Gegenstand im
Anfange ist, so mühsam und zeitraubend gestaltet sich die
mit Ausdauer fortgesetzte Beobachtung desselben, und dies
noch mehr in dieser Periode der geringsten Sonnenthätigkeit.
Ich hielt aber dafür, dass, möge auch die Arbeit im ein-
zelnen weniger Lohnendes bieten, die gesammte Beobachtung
doch nicht minder wissenschaftlichen Werth besitze, als zur
Zeit des Maximums. Die Sternwarte ist für diese Beobach-
tung genügend ausgerüstet. Als Fernrohr dient der Refractor
von 7" Oeifnung, als Analysator ein sehr gutes automatisches
Spectroskop von Hilger. Es wurde diesen Beobachtungen
alle mögliche Zeit und Mühe zugewendet, soweit es andere
Geschäfte gestatteten. So wurde im Jahre 1886 an 146
Tagen wo möglich der ganze Sonnenrand, an manchen Tagen
auch mehrmals, durchmustert. Die Protuberanzen wurden
anfangs nur flüchtig den Umrissen nach skizzirt, von der
Mitte des Jahres an aber auch der Structür nach je nach
der Schärfe des Bildes sorgfaltig gezeichnet, die Position
derselben, sowie auch die Ausdehnung und die Höhe wur-
den jedesmal gemessen, dabei wurden natürlich auch andere
besondere Ersclieinungen in der Sonnenatmosphäre beobachtet.

Im Jahre 1887 wurde diesen Beobachtungen noch wei-
tere Ausdehnung gegeben, da mir etwas mehr Zeit zur Ver-
fügung stand, indem ich nun auch den Bewegungserschei-
nungen in den Protuberanzen und dem Auftreten heller me-
tallischer Linien besondere Aufmerksamkeit zuwendete. Die
Zeichnungen wurden mit grösserer Sorgfalt und die Messun-
gen mit derjenigen Genauigkeit ausgeführt, welche die Schärfe
des Objectes noch gestattete; dies führte auch einigemal
zu recht interessanten Resultaten. Namentlich verdient ein
ausserordentlich gewaltiger Ausbruch auf der Sonne Erwäh-
nung, welcher am i.Juli beobachtet wurde, und der mit sehr
auffallenden und interessanten Erscheinungen verlief. Die
Erscheinungen, sowie auch die Weise der Beobachtung, wurden
in der Zeitschrift Memorie della societÄ dei spettroscopisti
Italiani seiner Zeit schon veröffentlicht. Mehrere andere be-

I05

merken s wer the Erscheinungen, welche alle in der Sommer '•
Periode dieses Jahres beobachtet wurden, und die bezeugen,
dass ein secundäres Maximum in dieser Zeit stattgefunden
hat, sollen später veröffentlicht werden. Im Jahre 1887 wurde
• der Sonnenrand an 190 Tagen aufgenommen, eine für unser
Klima und für so heikle Beobachtungen ganz bedeutende
Zahl von Beobachtungstagen. Die Masse der Beobachtungen
hatte sich bisher wegen Mangel an Zeit aufgehäuft; die Re-
ductionen sind nun zum Theil gemacht, die Beobachtungen
werden binnen kurzem erscheinen.

An die Beobachtungen der Protuberanzen lehnen sich
die schon seit dem Jahre 1879 ^i®^ fortgesetzten Beobach-
tungen der Sonnenflecken an. Es wurden wie bisher täg-
lich auf einem Projectionsapparate Zeichnungen der Sonne
mit ihren Flecken und Fackeln angefertigt, um diese sodann
einer Messung zu unterziehen und eine Berechnung darauf
zu gründen. Ich behielt die bisherige Methode und den
Apparat unverändert bei, obwohl bei dieser Beobachtungs-
weise weniger Genauigkeit erreicht wird, als durch die an
vielen Orten angewendete Photographie oder durch die Mes-
sung im Gesichtsfelde. Es bestimmte mich dazu der Um-
stand, dass diese Beobachtungsart sowohl durch ihre Form
als auch durch die Leichtigkeit und Raschheit der Ausfüh-
rung meinem Zwecke am besten entspricht. Dieser ist nicht
so sehr, das Fleckenphänomen eingehend zu studiren, als
vielmehr über den Zusammenhang der Flecken mit den Protu-
beranzen Aufschluss zu geben, der spectroskopischen Unter-
suchung der Sonne die Richtung zu bestimmen; dazu ist
eine bleibende Zeichnung am besten dienlich. Diese Beob-
achtungen können und sollen indessen auch zugleich dazu
dienen, um in betreff der Flecken zu einigen wissenschaft-
lichen Resultaten zu gelangen, wie es P. C. Braun in den
„Berichten" dieses Observatoriums gezeigt hat. Interessante
grosse Flecken wurden überdies vor dem Helioskope genau
gezeichnet und gemessen. Auch der Granulation wurde Auf-
merksamkeit geschenkt; die Fackeln wurden ebenfalls mit
den Flecken zugleich verzeichnet. Die Reduction dieser Be-
obachtungen selbst wurde bisher noch nicht in Angriff ge-
nommen, OS wird dies aber hoffentlich noch in diesem Jahre
geschehen.

Neben kleineren zeitweiligen Beobachtuniren an Planeten
wurde auf Cometcn bedeutende Mühe verwendet; allein die
mit dem Ringmikrometer angestellten Beobachtungen konnten
wegen Mangel an Müsse noch nicht der Reduction unter-
zogen werden.

Auch den meteorologischen Erscheinungen wurde ge-

103

hörige Aufmerksamkeit geschenkt, so namentlich den Er-
scheinungen beim Sonnenuntergang. Ausser den gewöhn-
lichen Stations - Beobachtungen wurde noch der Wind seiner
Starke nach durch das von P. Hüninger hier nach eigenem
Plane sehr einfach eingerichtete und verfertigte Robinson -
sehe Anemometer beständig registrirt. Der Apparat wurde
im verflossenen Jahre neu construirl und die Bewegung des
Windrades durch eine Schraube ohne Ende übertragen, wo-
durch der Apparat zwar minder einfach in seiner Construc-
tion wurde, hingegen sicherer in seiner Thätigkeit. Zum
Schlüsse des Jahres 1887 wurde derselbe endlich neben der
Windfahne so angebracht, dass er nun auch die Windrich-
tung beständig verzeichnet. Die Beobachtung der Tempe-
ratur-Maxima und -Minima wurde fortgesetzt, aber an Stelle
des schadhaft gewordenen Six'schen Thermometers das Pis-
tor'sche Metallthermometer verwendet. Die meteorologischen
Beobachtungen sind alle zum Druck vorbereitet und werden
ebenfalls nächstens erscheinen.

Julius F6nyi, Director.

Kiel.

Im vergangenen Jahre ist die Sammlung der Instru-
mente durch einen gewöhnlichen photographischen Apparat
vermehrt worden; bei der Anschaffung desselben lag die Ab-
sicht vor. den Astronomen der Sternwarte Gelegenheit zu
geben, sich durch praktische Uebungen mit den photogra-
phischen Operationen vertraut zu machen. Es ist indessen
bisher nicht möglich gewesen den Apparat ausgiebig anzu-
wenden, da die noth wendigsten Locaiitäten noch fehlen, und
da es uns namentlich bei fortlaufenden dringenden Arbeiten
an Zeit gebrach, uns eingehend mit demselben zu beschäf-
tigen.

Der Steinhei^sche Refractor ist, wie bisher, in den Hän-
den von Dr. E. Lamp gewesen, der die Cometenbeobachtungen,
welche bereits in den Astronomischen Nachrichten veröffent-
licht sind, besorgt hat; ausserdem ist die Nachbeobachtung
einzelner Sterne des Zonencatalogs +55° bis +65° voll-
ständig zu Ende geführt worden.

Herr R. Schumacher hat in früherer Weise die laufen-
den Meridiankreis- Beobachtungen angestellt.

Der Zonencatalog ist seit dem letzten Jahresbericht
zum Abschluss gekommen. Zunächst wurde die doppelte
Berechnung der Praecession und der Variatio saecularis,
sowie die Vergleichung der Doppelrechnung beendigt. Ich

lo4

konnte hierbei zunächst die Beihülfe der Herren Kreutz, Schu-
macher und Lamp benutzen; femer betheiligten sich an der
Rechnung, sowie an der Reinschrift die Herren Oberlehrer
Petersen , Dr. B. Matthiessen, Stud. astr. H. Kloock , Cand.
astr. O. Tetens und Stud. astr. J. Möller. Während die
Praecessionsrechnungen vor sich gingen, verglich Dr. Kreutz
sämmtiiche Sterne mit dem Cataloge der Bonner Durch-
musteruog und tru^j auf den Zetteln die zugehörigen Durch-
musterungs-Nummern ein. Ferner habe ich sämmtiiche Sterne
— ihre Anzahl beträgt 14680 — noch einmal durchgesehen,
um hin und wieder vorkommende Ungleichmässigkeiten in der
Ansetzung der Gewichte einzelner Beobachtungen, der Epo-
chen u. s. w. möglichst zu beseitigen. Seitdem ist die Rein-
schrift für den Druck eifrigst gefördert worden und augen-
blicklich so gut wie beendet; dieselbe ist nochmals von Dr.
Kreutz durchgesehen worden, namentlich um die Anmerkun-
gen zu prüfen, conform zu machen und etwa noch übergan-
gene Notizen über bekannte Eigen be weg un gen hinzuzufügen.
Diese letzte Durchsicht ist auch nahezu beendet, und es
fehlt danach noch die Abfassung der Einleitung des Werkes.

Die Herausgabe der Astronomischen Nachrichten ist
augenblicklich bis zu Ende des Bandes 119 gediehen. Mit
dem Nahen des 120. Bandes tritt die Herstellung eines Re-
gisters für die Bände 81 bis 120 als wichtige Aufgabe für
die nächste Zeit heran.

An den Berechnungen der kleinen Planeten hat Dr.
Kreutz wie bisher theilgenommen, indem er die Epheme-
riden von (226) Weringia und (228) Agathe für das Berliner
Jahrbuch lieferte; ich habe die strenge Vorausberechnung
von (24) Themis in der früheren Weise fortgesetzt.

Die umfassende Arbeit von Dr. Kreutz, der sich im
Laufe des vergangenen Sommers an der hiesigen Universität
als Privatdocent für Astronomie habilitirt hat, über das Sy-
stem der Cometen 1843 I, 1880 I und 1882 H, ist in ihrem
ersten Theile, der den Cometen 1882 II behandelt, zu einem
befriedigenden Abschluss gekommen und befindet sich gegen-
wärtig im Druck.

Den meteorologischen Dienst für die Deutsche See-
warte in Hamburg hat Dr. Lamp, wie in früheren Jahren,
verwaltet.

Die Centralstelle für Astronomische Telegramme hat
ihre bisherige Wirksamkeit fortgesetzt und sich bemüht, den
an dieselbe zu stellenden Anforderungen möglichst zu ent-
sprochen, einerseits durch Verbreitung der Nachrichten über
wichtige neue Entdeckungen, andererseits aber durch Vor-
sorge für zeitige Vorausberechnung des Laufes der Cometen,

I05

soweit solche überhaupt in den Bereich ihrer Thätigkeit fallt.
Nachdem Prof. C. F. W. Peters von Kiel nach Königsberg
übergesiedelt ist, hat Dr. Kreutz die Verwaltung der Kassen-
geschäfte der Centralstelle übernommen.

Zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsterniss 1887
Aug. 18 — 19 reiste Dr. Lamp nach Goldap; die Beobachtung
wurde dort wie an den meisten Stationen durch trübes Wetter
vollständig vereitelt.

Dagegen wurden wir bei der totalen Mondfinstemiss
1888 Jan. 28 durch das Wetter sehr begünstigt und konnten
bei den Beobachtungen der Bedeckungen der kleinen Sterne
nach dem Döllen'schen Programm mitwirken.

Im Laufe des Sommers 1887 hat das Königliche Geo-
dätische Institut in Berlin die Polhöhe des hiesigen Grad-
messungspunktes, nahe bei der Sternwarte, durch die Herren
Richter und Dr. Galle neu bestimmen lassen.

A. Krueger.

Königsberg.

Die Hauptinstrumente der Sternwarte, die im Jahre 1887
in regelmässigem Gebrauche waren, sind das Fraunhofer^sche
sechszöUige Heliometer von 1829 und der Repsold'sche vier-
zöllige Meridiankreis von 1842. Ersteres ist in den Königs-
berger Beobachtungen, Abth. 15, und in den Astronomischen
Nachrichten Bd. 8, Nr. 189, letzterer in den Königsberger Beob-
achtungen, Abth. 27 I, und in den Astronomischen Nachrich-
ten, Bd. 21 Nr. 481, beschrieben und abgebildet.

An dem Repsold*schen Kreise, an welchem der Assistent
der Sternwarte Dr. Rahts beobachtet, wurden ausser den zur
Unterhaltung der Zeitballstation in Neufahrwasser erforder-
lichen Zeitbestimmungen Beobachtungen von Vergleichstemen
für die Heliometerbeobachtungen, von der Sonne und von
grossen Planeten ausgeführt. Ferner wurde eine im Herbste
1886 begonnene Neubestimmung der geographischen Breite
unserer Sternwarte durch Beobachtungen der Zenithdistanzen
des directen und reflectirten Bildes von a Ursae minoris fort-
gesetzt. Diese Beobachtungen wurden genau in der von
Bessel in den Jahren 1842 bis 1844 an demselben Instru-
mente ausgeführten Art angestellt, auch die Theilungsfehler
in der Bessel'schen Weise bestimmt, und sollen dazu dienen,
eine etwaige Veränderung der Polhöhe von Königsberg zu
erkennen.

Die Beobachtungen am Heliometer wurden von mir ge-
macht Zunächst wurden hier von den Struve'schen weiten

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 33. 8

io6

Doppelstemen, die Dembowskx mit 02^ bezeichnet, und von
denen die erste hier beobachtete Zone, von ^=+90° bis
+50°, bereits in den Astronomischen Nachrichten Bd. iii,
Nr. 2649 — 50 veröffentlicht ist, 81 Beobachtungen von Doppel-
stemen der zweiten Zone von rf=+50° bis +30°, jede Beob-
achtung zu 8 Einstellungen in Distanz und 8 in Positions-
winkel gemacht, so dass die zweite Zone bald beendigt
sein wird.

Auf jährliche Parallaxe werden folgende Fixsterne beob-
achtet:

1855.0: II*» 12™ 27* +66° 37/5 Oeltzen 11677

» 13 S8 23 +1*5 40.7 Nr. 140 ] * 1 j . o

^ *J *J IXT f ^®" Argelander 8 250 Stcr-

» 7 44 17 +31 2.9 Nr. 70 V nen mit Eigenbewegung,

9 4 29 4-53 18.3 Nr. 8i \ bo"»- ß«*^»>b. Bd. 7.

Die Parallaxe des ersten Sterns wurde bereits von Geel-
muyden mit andern Vergleichstemen bestimmt, und die hie-
sigen Beobachtungen, von denen über 100 zu je 16 Einstel-
lungen vorliegen, sind jetzt abgeschlossen. Der zweite Stern
scheint auch eine positive Parallaxe zu ergeben. Die beiden
letzten sind noch zu wenig beobachtet um eine Beurtheilung
zuzulassen. Der letzte Stern ist identisch mit 2 1321.

Von Wandelsternen wurden 1887 beobachtet die Co-
meten 1886 VII Finlay imal, 1887 II Brooks 2 mal, 1887 111
Bamard 2 mal, 1887 V Olbers 14 mal, femer die Planeten (69)
Hesperia unji (270) Anahila je imäl. Saturn, der dem Fun-
damentalstern d Geminorum sehr nahe kam, wurde 7 mal an
denselben angeschlossen. Endlich wurden 8 Sternbedeckungen
im Heliometer beobachtet und eine ähnliche Anzahl Stem-
bedeckungen beobachtete Dr. Rahts mit einem dreizölligen
transportablen Fraunhofer.

Bei der partiellen Mondfinsterniss am 3. August wurden
37 Einstellungen der Distanz und Richtung der Hömerspitzen
mit dem Heliometer erhalten, und ich gewann den Eindruck,
dass die Positionswinkel, die nach der gleichen Helligkeit der
von den verdunkelten Segmenten herrührenden im Gesichts-
felde des Heliometers in einem Scheitel zusammenstossenden
Winkelräume beurtheilt wurden, sich viel genauer einstellen
liessen als die Distanzen.

In demselben Monat wurde von der hiesigen Sternwarte
Dr. Rahts zur Beobachtung der totalen Sonnenfinstemiss vom
19. August in die Nähe von Allenstein entsandt, jedoch
hatte diese Expedition wegen der Ungunst des Wetters leider
keinen Erfolg. Auch mit dem Heliometer konnten aus dem-
selben Grunde keine Beobachtungen gewonnen werden. Es
wurde nur vor und nach der Finsterniss die Stellung der

I07

Sonnenflecke gemessen, weil sie zu dieser Zeit vielleicht noch
mehr Interesse hat als sonst.

Der Zeitball in Neufahrwasser wurde täglich mit Zeit
versorgt und functionirte gut.

Die meteorologischen Beobachtungen, welche Professor
Luther seit dem i. Mai 1848 täglich dreimal für das meteoro-
logische Institut in Berlin gemacht hat, wurden jetzt wegen
seiner Kränklichkeit von J. Lother fortgeführt. Am 20. Juni
wurden auf Prof. Luther's Wunsch diese Beobachtungen von
der Sternwarte amtlich aufgegeben und die z. Th. neuen In-
strumente des meteorologischen Instituts vorläufig im bota-
nischen Garten untergebracht. Doch werden die Beobach-
tungen ohne amtlichen Auftrag in derselben Weise auf der
Sternwarte noch bis zum i. Mai 1888 fortgesetzt, so dass sie
dann genau 40 Jahre umfassen.

An die Deutsche Seewarte wurden die meteorologischen
Abend- und Morgenbeobachtu?igen ausführlicher als bisher
täglich telegraphirt.

Am 17. October verlor die Sternwarte ihren langjährigen
Director Prof. Luther durch den Tod.

Bald darauf unternahm ich während der interimistischen
Verwaltung mit Hülfe von J. Lother und Dr. Ernst Meyer
die Reduction der rückständigen Meridianbeobachtungen von
Dr. Lorek von 1866 bis 1870, um dieselben zur Veröffent-
lichung in den „Königsberger Beobachtungen" vorzubereiten.

Zum I. April 1888 wurde Prof. Dr. C. F. W. Peters aus
Kiel zum Director der Sternwarte ernannt.

(In Vertretung des Directors der Sternwarte eingesandt.)

J. Franz.
Leipzig.

(Universitäts-Sternwarte.)

Personal. Die Nothwendigkeit für den Betrieb der
elektrischen Beleuchtungsanlage, welche seit Aufstellung des
Heliometers in regelmässigen Gang gekommen war, über eine
technisch geschulte Hülfskraft zu verfügen, hat die Verwirk-
lichung eines schon lange gehegten Wunsches, nämlich die
Anstellung eines eigenen Mechanikers für die Sternwarte her-
beigeführt. Seit Mai 1887 ist Herr E. Lohm, der zuletzt
über fünf Jahre in der Repsold'schen Werkstätte gearbeitet
hatte, als Mechaniker eingetreten.

Gebäude und Ausrüstung Bauliche Aenderungen
von Belang sind nicht vorgekommen. Die Instrumente wurden
vermehrt durch eine parallaktische Montirung für den funfzöl-

io8

ligen Cometensucher von Schröder, welcher bisher nur eine
mangelhafte Aufstellung besass. Die Werkstatteinrichtung
wurde durch eine mittelgrosse Leitspindelbank mit Fraise-Ein-
richtung, sowie durch Vervollständigung des kleinen Werk-
zeugs auf einen solchen Stand gebracht, dass die Sternwarte
in Bezug auf alle mechanischen Arbeiten, welche eine gewisse
Grösse nicht überschreiten, und abgesehen von feinen Kreis-
theilungen, jetzt völlig unabhängig dasteht. Die Annehmlich-
keiten, welche damit verbunden sind, haben sich vom ersten
Augenblick an auf das deutlichste geltend gemacht.

Bezuglich des Repsold'schen Heliometers, dessen Auf-
stellung im vorigen Berichte nur kurz erwähnt wurde, mögen
folgende Mittheilungen hier Platz finden. Das Instrument hat
seinen Platz in der östlichen Kuppel der Sternwarte an Stelle
des sechsfüssigen Fraunhofer'schen Refractors gefunden. Der
alte Pfeiler, welcher bei 8 Meter Höhe nirgends über i Quad-
ratmeter Querschnitt und überdies dicht über dem Boden
aus nicht mehr zu ermittelnden Gründen einen durchgehen-
den Kanal von 30 cm Breite und 40 cm Höhe besass, war
vollständig niedergebrochen und durch einen neuen von
ausreichender Stabilität ersetzt worden. Ebenso trat an
Stelle der baufällig gewordenen hölzernen Tambourkuppel
ein neuer von G. Heyde in Dresden gelieferter Dom. Diese
neue Kuppel besteht, abgesehen von den gegossenen Lauf-
rollen und Rädervorgelegen, ausschliesslich aus Walzeisen und
besitzt deshalb bei einem Durchmesser von etwa 4.2 m das
relativ geringe Gewicht von nur 1500 kg. Die Felder zwischen
den aus gebogenem L-Eisen hergestellten Rippen sind mit
gut vernieteten Tafeln aus Schwarzblech von i mm Stärke
eingedeckt; hierdurch wurde zugleich mit dem Abschluss
nach aussen eine erhebliche Versteifung der ganzen Con-
struction erreicht. Die Kuppel läuft mit sieben einfachen,
gekehlten Rollen auf einer starken Schiene; drei von den
Rollen sind mit einem einfachen Vorgelege versehen, welches
seinen Antrieb durch ein aufgestecktes Faustrad, oder bei
rascheren Bewegungen durch eine eingesteckte Kurbel erhält.
Die Bewegung ist sehr leicht, da man mit einer Hand ohne
Anstrengung die Kuppel in 50 Secunden einmal herumdrehen
kann, trotzdem dass ein die Kuppel nach unten und aussen
abschliessender flacher Holzkranz, der mit einer Filzleiste auf
der ganzen Länge der Basisschienc schleift, mit herum-
geschleppt werden muss. Der Spalt erstreckt sich mit reich-
lich I m Breite einseitig vom Horizont bis zum Zen^th. Der
Verschluss erfolgt durch zwei Klappen, welche sich um einen
Zapfen im Zenith drehen und' unten auf Rollen laufen. Die
Bewegung erfolgt spielend durch Zug mit- einer dünnen, über

lOQ

Rollen geführten Leine; beim Schliessen werden beide Klappen
längs der Verschluss fuge durch kräftige Vorreiber regendicht
gegen einander gepresst. Von einer inneren Auskleidung der
Kuppel mit Holz, Segeltuch oder dergl., wie sie sonst Regel
ist, wurde absichtlich abgesehen. Das sich niederschlagende
Wasser läuft zum grössten Theile an den glatten Flächen der
Innenseitö unschädlich nach unten und aussen hin ab; gegen
einzelne Tropfen, welche von vorspringenden Theilen im Ze-
nith herabfallen, ebenso gegen den Schnee und Regen, wel-
cher bei heftigem Winde gelegentlich durch die in der Nähe
des Zeniths angebrachten Luftsauger — die übrigens später
beseitigt worden sind — hineingeweht wurde, ist das Instru-
ment vollständig durch einen Schirm geschützt, der sich in
der Spaltrichtung bewegen lässt und beim Beobachten furück-
gezogen wird. Bei Beginn des Winters 1887/88 trat während
anhaltenden Frostwetters eine äusserst bedenkliche Vereisung
der inneren Kuppelwand ein ; es zeigte sich jedoch, dass das
Wasser lediglich aus dem Pfeilerraum bez. aus dem Pfeiler
selbst stammte, denn der Uebelstand verschwand vollständig,
als die verbindende Fallthür beständig geschlossen gehalten
wurde.

Der optische Theil des Instruments ist von den Herren
Reinfelder und Hertel geliefert worden. Das Objectiv war
bei der Prüfung vor dem Zerschneiden als vortrefflich befun-
den worden und hat durch den Schnitt keine nachweisbare
Verschlechterung erfahren. Die freie Oeffnung beträgt 162 mm,
die Brennweite nicht ganz 2 m, der Quotient, Oeffnung : Brenn-
weite, nahe 1:12. Durch diese relativ kurze Brennweite,
welche mit Rücksicht auf den verfügbaren Raum in der Kup-
pel gewählt wurde, hat das Instrument unstreitig eine grössere
Handlichkeit gewonnen. Die Montirung ist im wesentlichen
nach dem Muster des Yale-College-Heliometers gebaut, mit
einem wesentlichen Unterschiede, indem das Leipziger Instru-
ment zusammen mit dem unmittelbar nachher fertig gestellten
Cap-Heliometer das erste Instrument ist, bei welchem nicht
nur ausschliesslich elektrische Beleuchtung vorgesehen wurde,
sondern auch die Vortheile dieser Beleuchtung voll ausge-
nutzt worden sind. Die ganze Anordnung ist in der Haupt-
sache als auf den ersten Wurf gelungen anzusehen, wenn auch
in Einzelheiten sich sehr bald verschiedene Aenderungen als
wünschenswerth herausstellten. Mit diesen Aenderungen stellt
sich die Vertheilung der einzelnen Glühlämpchen (von etwa
8 Volt) folgendermassen : eine Lampe für den Stundenkreis,
je zwei für jedes der beiden Mikroskope, durch welche gleich-
zeitig der Declinations- und der Positionskreis abgelesen
werden (je eine der Lampen dient für die Beleuchtung der

Theilung und eine für die der Mikrometertrommeln); femer
eine Lampe für die Scalenablesung, eine für die Feldbeleuch-
tung, endlich eine Lampe gemeinsam für die Ocular- Auszugs -
Scala und die Trommel des Scalenmikroskops. Die Strom-
zuführung für diese acht Lämpchen erfolgt, von der Rectas-
censions-Lampe abgesehen, durch Schleifcontacte an den Enden
der beiden Axen des Instruments und beim Positionskreise.
Zur Regulirung der Helligkeit waren ursprünglich kleine
Rheostaten aus Neusilberdraht, auf einen Hartgummi-Cylinder
gewickelt, mitgegeben worden. Dieselben verzogen sich jedoch
sehr stark, da das Hartgummi bei der starken Erwärmung
des Drahtes erweichte, und wurden gegen ähnliche Wider-
stände, jedoch auf Huchsbaumholz gewickelt, ausgewechselt.
LetztA'e bewährten sich indessen noch weniger, da der Draht
beim Gebrauch sehr bald an mehreren Stellen platzte. Da-
gegen haben die seitdem eingeführten Widerstandsschrauben,
nach Angabe des Herrn Prof. Th. Engelmann construirt,
nichts zu wünschen übrig gelassen. Die Lampen sind auf
vier parallele Stromkreise vertheilt und innerhalb jedes Kreises
parallel geschaltet. Jeder Kreis enthält nur Lampen, welche
gleichzeitig gebraucht werden, und kann unabhängig von den
andern Kreisen ein- und ausgeschaltet werden. Ausserdem
ist sämmtlichen Lampen gemeinsam zur Schonung ihrer Rheo-
staten ein variabler Widerstand aus Eisendraht vorgelegt
worden, der bei den meisten Beobachtungen so bequem
zur Hand ist, dass er vom Beobachter statt der einzelnen
kleinen Rheostaten benutzt wird.

Als Stromquelle dienen fünf Accumulatoren (E. P. S.
Compagnie), von denen bei voller Ladung vier genügen; die
fünfte Zelle dient als Reserve. Das Laden erfolgt durch
eine Dynamomaschine mit einem einpferdigen Gasmotor,
welcher im Jahre 1883 aufgestellt worden war, da bereits zu
jener Zeit der Plan feststand, bei den grossen Instrumenten
nach und nach elektrische Beleuchtung einzuführen. Die
Accumulatoren functioniren bei gehöriger Controle mit dem
Araeometer in befriedigender Weise, namentlich seit es ge-
lungen ist, das überaus störende Krummwerden der positiven
Platten durch einen einfachen Kunstgriff zu beseitigen.

An Einzelheiten mögen noch folgende Stücke Erwäh-
nung finden. Ausser dem unentbehrlichen Ocularprisma ist
noch eine doppeltbrechende Platte vorhanden, welche jeden
Stern als Doppelstern mit gleich hellen Componenten erschei-
nen lässt. Diese Platte kann da^u benutzt werden, um bei
Sternmessungen einen von dem gewöhnlichen abweichenden
Einstellungsmodus zu benutzen; ihr Hauptzweck besteht je-
doch darin, bei Messungen von Planetenscheiben die kürzeste

III

Distanz der von den beiden Objectivhälften erzeugten Bilder
direct an benachbarten Sternen zu bestimmen. Zu dem Ende
ist das Ocular nachträglich mit einem, kleinen selbständigen
Positionskreise versehen worden.

Am Objectiv ist ein eisernes, vom Ocular aus stellbares
Blendrad aufgesetzt, von dessen sieben Sectoren vier offen,
die drei andern dagegen mit einem einfachen, doppelten,
bez. dreifachen Gitter aus Messingdrahtgaze bedeckt sind.
Diese Gitter platzten bei dem ersten strengen Frost infolge
der ungleichen Zusammenziehung aus einander, und zwar, wie
sich deutlich erkennen Hess, an den Stellen, wo die ursprüng-
lich vorhanden gewesenen Falten beim Auflöthen durch ge-
waltsames Straffrecken entfernt worden waren. Beim Auf-
setzen der neuen Gitter wurde durch ein einfaches Verfahren
erreicht, dass die Gitter tadellos glatt und doch spannungs-
frei liegen. Die neuen Gitter wurden zugleich etwas gröber
gewählt, da sich die Nothwendigkeit herausgestellt hatte, die
Abstufungen etwas kleiner zu machen*. Zur Herstellung
schwächerer Abstufungen ist einerseits ein grobes Hülfsgitter,
welches auf einen beliebigen Sector aufgesetzt werden kann,
andererseits eine Blendklappe dicht hinter dem Objectiv vor-
handen, welche gewöhnlich in der die beiden Lichthalbkegel
trennenden Ebene liegt, und nach Bedarf durch einen Schlüssel
vom Ocular aus in den einen oder andern Halbkegel hinein-
gedreht wird. Bei Sonnenbeobachtungen wird auf das Ob-
jectiv eine grosse Tafel aus blankem Weissblech gesetzt,
welche Femrohr und Beobachter beschattet; das Blendrad
wird dabei durch eine leichte Belichtungsklappe ersetzt.

Der Objectivkopf ist mit einem Metallthermometer ver-
sehen, welcher mittelst eines Spiegelprismas zugleich mit den
Schieberscalen im Scalenmikroskop abgelesen werden kann.
Leider erwies sich die Befestigung des Prismas als so ver-
änderlich, dass ich schliesslich, nachdem mehrmals eine Neu-
berichtigung erfolgt war, das Prisma herausgenommen habe.
Die Temperaturen werden seitdem von zwei Quecksilber-
Thermometern am Objectivkopfe abgelesen.

Das Ocular erhielt aut besonderen Wunsch einen sehr
langen Auszug mit Ringklemme anstatt der sonst üblichen,
aber unzweckmässigen Druckklemme. Der lange Auszug ge-
stattet die directe Beobachtung von Miren, welche in unge-

* Sind I und x die Mengen des auf ein Gitter auffallenden, bez.
durchgebenden Lichtes, so ist die Helligkeit im centralen Theile des
Fraunhofer* sehen Beugungsbildes nahe gleich x^. Nach dieser Regel,
welche von der Form und Anordnung der Gittermaschen unabhängig
ist, lassen sich die Gitter ohne Schwierigkeit auswählen.

112

fähr 80 m Entfernung auf dem Thurme des Observatoren-
wohnhauses angebracht sind und sich für verschiedene Ne-
benuntersuchungen als sehr zweckmässig herausgestellt habec.
Schliesslich magf hier noch eine kleine Untersuchung^
über das Uhrwerk angeführt werden, da meines Wissens
über die Repsold'sche Federregulirung noch k^ine Mitthei-
lungen vorliegen. Auf besonderen Wunsch wurde eines der
Räder im Uhrwerk mit einem Contactstift versehen, der bei
jeder Umdrehung einmal Stromschluss gibt und die Umdre-
hungen auf dem Chronographen zu registriren gestattet
Das Zuggewicht besteht aus zehn Scheiben von durchschnitt-
lich 8 Kilogramm Gewicht; ini Sommer genügen für den
normalen Gang 5 Scheiben nebst einem nachher zu erwäh-
nenden Hülfsge wicht. Die mittleren Umdrehungszeiten des
betreffenden Rades bei einer Beobachtungsdauer von etwa
2 ™ waren

Leergang 3 Scheiben U = I2?5932

4 * .5919

5 * -5867
Arbeitsgang 5 » .5931

. > 6 > .5894

Die Abweichungen dieser Mittelzahlen von den Einzel-
werthen betragen nur wenige Hundertelsecunden. Die Zahlen
zeigen eine sehr bemerkenswerthe Annäherung an Isochro-
nismus. Die Transmission zwischen Uhrwerk und Instrument
besitzt eine ungünstige Stelle, nämlich den vorletzten (Schnek-
ken-)EingrifF, welcher die in den Uhrkreis greifende Schraube
ohne Ende antreibt. Ich habe, zunächst provisorisch mit den
Bestandtheilen einer Schwarzwälder Uhr, ein kleines Hülfs-
zuggewicht auf die erwähnte Schraube setzen lassen, welches
den Erfolg hatte, dass eine Leistung von i Meter-Kilogramm
beim Hülfsgewicht etwa 1 2 mkg beim Zuggewicht des Uhrwerks
zu sparen gestattet. Diese Entlastung, welche zugleich eine
bedeutende Schonung des Uhrwerks bedeutet, zeigt am klar-
sten, welcher Arbeitsverlust in der Transmission, namentlich
an der erwähnten Stelle, stattfindet.

Beobachtungen und Reductionen. Die Zonen
sind, abgesehen von den noch ausstehenden dritten Beob-
achtungen, in der Beobachtung vollendet; die Reduction ist
in regelmässigem Fortschreiten geblieben. Die am Meridian-
kreise von Herrn Schnauder beobachteten Vergleichsterne
für Cometen und kleine Planeten (etwa 100 Positionen) sind
den Rechnern bereits mitgetheilt worden. Am Heliometer,
dessen Thätigkeit vorläufig noch durch die Zonenarbeit ein-
geschränkt wird, hat Herr Dr. Peter ausser Durchmesserbe-
stimmungen von Sonne und Venus eine Messungsreihe für

113

die Parallaxe von ri Cassiopeiae begonnen, die Hauptarbeit
jedoch auf die Gonstantenbestimmung, speciell auf die des
Scalen werthes concentrirt. Bei der Mondfinsterniss 1887 Au-
gust 3 wurden wegen ungünstigen Wetters nur 60 Distanz-
einstellungen der Hörnerspitzen erhalten.

Die meteorologischen Beobachtungen und der
Zeitdienst sind in der bisherigen Weise von Herrn Leppig
fortgeführt worden.

H. Bruns.

Li&ge.

Eine kurze Mittheilung über die Thätigkeit der Stern-
warte zu Lüttich findet sich S. 88 am Schluss des Berichtes
über die unter demselben Director stehende Brüsseler Stern-
warte.

Lund.

Im Jahresberichte für 1886 wurde die Nachricht mitge-
theilt, dass ein grosses Sonnenspectroskop mit Rowland'schem
Gitter fertig geworden sei. Da die Anbringung dieses grossen
und schönen Instrumentes am Refractor einen ganzen Tag in
Anspruch nimmt und die Balancirung desselben ausserdem
ganz abgeändert werden muss, so kann das Instrument nicht
gelegentlich angebracht und wieder abgenommen werden,
sondern es schliesst dasselbe andere Beobachtungen am Re-
fractor für die Zeit, während welcher dasselbe überhaupt
angewandt wird, ganz aus. Die von Prof. Duner vorgenom-
mene Beobachtungsreihe, nämlich eine Untersuchung über die
Rotationsverhältnisse der Sonne mittelst der Verschiebung der
Spectrallinien an den entgegengesetzten Rändern der Sonne,
welche Verschiebung durch Messungen der Abstände zwi-
schen metallischen und tellurischen Linien im Sonnenspectrum
bestimmt wird, macht es ausserdem nöthig, die Beobach-
tungen in der Nähe von Sonnenaufgang oder Sonnenunter-
gang zu machen. Infolge dessen ist es auch für den Beob-
achter nicht gut möglich, während eines grossen Theiles des
Jahres Nachtbeobachtungen anzustellen.

Die Beobachtungen für die Bestimmung der Rotations-
geschwindigkeit der Sonne sind über 6 verschiedene heliogra-
phische Breiten mit je 29 bis 38 Beobachtungsreihen verlheilt,
nämlich an 0°, 15°, 30°, 45°, 60° und 75°. Selbst bei der
letzten, schon beträchtlichen Breite ist die Verschiebung
leicht und sicher zu messen, indem unter 36 Reihen nur drei
eine negative Verschiebung geben, und von diesen sind zwei

114

ganz im Anfange der Beobachtungen angestellt worden.
Im Mittel ist der wahrscheinliche Fehler einer Beobachtungs-
reihe +0.12 Kilometer, und folglich der eines Mittels aus
36 Beobachtungsreihen +0.02 Kilometer. Bei dieser be-
trächtlichen Genauigkeit, welche durch Beobachtungen im
Spectrum fünfter Ordnung während dieses Jahres wahr-
scheinlich noch erhöht werden kann, zeigt sich eine bestimmte
Abnahme in dem Rotationswinkel mit wachsender Polhöhe,
welche eben so wie die Rotationszeit selbst gut mit den
Spörer'schen Formeln stimmt. Im laufenden Jahre werden
photographische Aufnahmen von Theilen des Spectrums an
den entgegengesetzten Rändern der Sonne gemacht werden,
um durch das Ausmessen dieser Bilder eine unabhängige
Controle für die Richtigkeit der Mikrometermessungen zu er-
halten. Ausserdem werden Versuche gemacht werden, auch
für andere Arten von Bewegungen das Doppler'sche Princip
experimentell zu beweisen.

(Auf Veranlassung des Herrn Prof. Möller eingesandt.)

N. C. Dun6r.

Milano.

II Refrattore Merz-Repsold di 18 pollici ^ stato princi-
palmente dedicato in quest'anno alle osservazioni sopra le
stelle doppie, in massima parte coppie molto difficili per la
piccola distanza; il numero delle misure ottenute 6 859.
Sulla potenza di definizione del suo obbiettivo recentemente
si e fatta un'esperienza notabile, cssendosi col medesimo
potuta risolvere la Stella principale della notissima doppia
^ 1273 =f Hydrae in due stelle disuguali 3^5 e 5°*, i cui
dischi stanno fra di loro a stretto contatto. La media di
sei misure ha dato per Tepoca 1888. 28 i segucnti risultati:
Pos. 142904; Dist. of'21.

Col medesimo Refrattore sono State fatte diverse osser-
vazioni e misure su Urano, Saturno, Mercurio, Giove e suoi
satelliti ; delle quali si renderä conto a suo tempo.

Col Refrattore Merz di 8 pollici il Professore Celoria
dal 27 Gennajo al 4 Febbrajo hafatto quattro osservazioni
della cometa 1887 II (Brooks), e nei giorni 30 — 31 Agosto
due osservazioni della cometa di Olbers. Ha eseguito inoltre
240 misure di stelle doppie aventi rapido moto nell'orbita.
Delle tre coppie 2" 3 121, 02 2g8 e ß 2^1 (ß Delphini) ha
calcolato rorbita suli'insieme di tutte le osservazioni fino
ad oggi venute in luce; e i risultati ne sono stati pubblicati
nelle Astronomische Nachrichten. L'ultima delle tre orbite

115

accennate 6 notabile pel breve teropo della sua rivoluzione
periodica, che ^ di soll 17 anni.

II Dotlor Rajna ha dovuto ancora in quest'anno occu-
parsi deirazimut assoluto del M. Palanzone, prima per pub*
blicare i risultati da lui ottenuti, e secondo per compa-
rarli con Tazimut di Rho determinato da Oriani col gran
Moltiplicatore di Reichenbach negli anni 18 16 — 18 18; nella
quale operazione trovö difficoltd serie e discordanze inaspet*
täte. L'esame di queste ultime lo condusse a scoprire un
errore non piccolo nel collegamento, che durante Topera-
zione del parallel© medio (1821—23) ^'^^ stato eseguito, del
lato Specola— Rho colla triangolazione principale di primo or-
dine *. Questa circostanza rese necessaria una nuova determi-
nazione degli elementi di detto collegamento; la quale fu ese-
guita dal Rajna nell'autunno e nell'inverno ora scorso coli'
ajuto di un teodolite di Starke. Un calcolo preliminare dei
risultati permette di annunciare fin d'ora la risoluzione soddis-
facente di tutte le accennate difficoltä. L'azimut del Pa-
lanzone dedotto da quello dato per Rho da Oriani si accorda
con quello direttamente determinato dal Rajna con una diffe-
renza di circa i'\

La determinazione del tempo per uso deirOsservatorio
e della Cittä. e stata fatta al vecchio tubo meridiano di
Reichenbach dal Dr. Rajna, il quale ancora ha continuato
la Serie delle osservazioni magnetiche di declinazione a 2** e
20**; il risultato di queste ultime h stato coraunicato, come
d*uso, al Professore Wolf di Zurigo. Le notazioni dello
stato atmosferico, e le molteplici operazioni concernenti il
servizio meteorologico, sono State fatte, come gik per lo
passato, dall' Assistente Ingegnere Pini.

Sono usciti in quest'anno quattro fascicoli delle Pub-
blicazioni deU'Osservatorio ; cioe No. XXIX (Celoria, Longi-
tudine Milano-Parigi- Nizza); No. XXX (Porro, Latitudine
della stazione di Termoli); No. XXXI (Rajna, Azimuto del
Palanzone); No. XXXII (Borletti, Nuova Triangolazione della
Cittä di Milano).

G. V. Schiaparelli.

Mönchen (Bogenhausen).

Die im letzten Jahresberichte ausgesprochene Hoffnung,
es werde gelingen durch Verwendung gewisser Stiftungsmittel

♦ Operations astronomiques et g^od^siques pour la mesure d'un
arc du paralUle moyen. Vol. II, p. 258 — 260.

ii6

eine Hülfskraft für die Sternwarte zn gewinnen, hat sich leider
nicht realisiren lassen. Die dringend nöthig gewordene Bei-
hülfe bei den Reductionsarbeiten hat im letzten Jahre Herr
Cand. math. E. Anding übernommen. Derselbe hat in ste-
tiger Weise an den Arbeiten der Sternwarte in dieser Rich-
tung theilgenommen.

Die Beobachtungshülfsmittel haben im letzten Jahre
nur kleinere Veränderungen und Vermehrungen erfahren.
Neu angeschafft wurde ein Registrirapparat von Fuess in
Berlin. Die Vorzüge dieser schönen Apparate sind allgemein
bekannt, weshalb es genügt hervorzuheben, dass auch das
hierher gelieferte Instrument allen berechtigten Anforderungen
in hohem Masse entspricht. Die im vorletzten Jahre ange-
kaufte Pendeluhr von Schweizer in München hat einen recht
zuverlässigen Gang gezeigt. Bis vor kurzem war sie im
Kellergeschoss des Refractorgebäudes untergebracht, wo sie
durch einfache Vorrichtungen gegen schneller eintretende
Temperaturvariationen, die übrigens ohnehin nur klein sein
konnten, geschützt war. Trotzdem nun der Aufstellungsort sehr
trocken schien, war er es doch nicht ganz, und der Einfluss
der Feuchtigkeit fing am Anfange des Winters an sich gel-
tend zu machen. Ich habe deshalb die Uhr von dem ge-
nannten Ort entfernt und nach gründlicher Reinigung in
einer Wandnische des Bibliothekzimmers untergebracht. Gegen
schnelle Temperaturänderungen ist dieselbe auch hier ge-
nügend, wenn auch nicht so vollständig wie früher, geschützt.
Die absolute Trockenheit des Raumes lässt aber mit Bestimmt-
heit hoffen, dass die so überaus schädlichen Einflüsse der
Feuchtigkeit gänzlich ausgeschlossen sind.

Die im letzten Jahresberichte erwähnten Beobachtungen
sind in folgender Weise gefördert worden.

i) Zonenarbeit am Meridiankreise, Die sich mehr und
mehr erschöpfenden Arbeitslisten haben an. 87 Abenden
3389 Zonensteme, bestimmt durch 267 Zeit- und 40 Pol-
sterne, ergeben. Sechzehn Stunden in M sind ganz fertig
geworden, in den übrigen sind nur noch kleine Reste übrig
geblieben, die im nächsten Jahre sicher absolvirt werden.
Unter Beihülfe des Herrn Anding konnten die Reductionen
mit den Beobachtungen gleichen Schritt halten. Nicht nur
die rückständigen Zonen des Jahres 1886 (46 Stück), son-
dern sämmtliche des Jahres 1887 liegen vollständig reducirt
vor. Die Catalogisirung sämmtlicher Beobachtungen, die im
vorigen Jahre bis 7^ vollendet war, ist in diesem Jahre voll-
endet worden. Ebenso sind alle Beobachtungen mit den Po-
sitionen des älteren Catalogs verglichen und letztere durch
Einblick in die Originale richtig gestellt worden. Diese Ar-

117

beit ist recht zeitraubend, weil der Zustand der alten Auf-
zeichnungen manches zu wünschen übrig lässt, auch oftmals
das Auffinden der sehr complicirten Fehler grosse Mühe ver-
ursacht. In enger Beziehung zu dieser ßeobachtungsarbeit,
die ganz in den Händen Herrn Dr. Bauschinger's ruht, steht
die Bearbeitung des älteren Sterncataloges. Mit dem Drucke
desselben ist im letzten Jahre begoonen worden, und liegen
lo Bogen mit 4000 Sternen gedruckt vor. Das Manuscript
ist bis i7**iR mit Ausnahme kleinerer eventuell noch nöthiger
Richtigstellungen fertig gestellt, die weiteren 7 Stunden be-
dürfen noch einer letzten Abschrift, sowie der zweiten Be-
rechnung der Praecessionen. Beides kann ohne Mühe in
einem Jahre ausgeführt werden. Einige. Vergleichungen mit
neueren Catalogen, namentlich mit solchen von der Süd-
halbkugel, sind noch auszuführen; sie können aber stets ge-
macht werden, ohne den Fortgang des Druckes aufzuhalten.
Dieser wird im Jahre 1888 in beschleunigterem Tempo vor
sich gehen können, da mit Sicherheit angenommen werden
darf, dass die noch fehlenden Verifications-Beobachtungen
keine Störungen, wie im letzten Jahre, im Fortgange der
Drucklegung verursachen werden.

2) Beobachtungen mit dem lo^a zölligen Refractor. Herr
Oertel konnte im letzten Jahre, da er im Sommer astrono-
misch-geodätische Arbeiten auszuführen hat, nur 3g Abende
auf die Ausmessung des Sternhaufens h Persei verwenden.
Bis Ende des Jahres wurden nur Declinationsdifferenzen ge-
messen, . dieser Theil der Arbeit aber hierdurch nahe voll-
endet. Das ausgemessene Areal ist im allgemeinen das von
Krueger angenommene, nur wurde es nicht so weit nach
Süden ausgedehnt. Die Anzahl der beobachteten Sterne
ist bis jetzt 122. Die Anzahl der erhaltenen Declinations-
differenzen ist etwa 400. Jede Differenz wurde stets in bei-
den Lagen der Schraube, zum Theü auch in beiden Fern-
rohrlagen gemessen. Zur Ermittelung des Schraubenwerthes
wurde ferner an 4 Abenden die Declinationsdifferenz der
Krueger'schen Sterne Nr. 5 und 1 2 mit Zuhülfenahme passen-
der Zwischenglieder bestimmt.

Im December wurde das Mikrometer vom Fernrohr ab-
genommen, in allen Theilen gründlich gereinigt, und namentlich
für eine bessere Fadenbeleuchtung, die in letzter Zeit mangel-
haft geworden war, gesorgt. Diese Gelegenheit benutzte ich,
um in Gemeinschaft mit Herrn Oertel Versuche zur directen
Bestimmung der fortschreitenden Schraubenfehler zu machen.
Die verschiedenen Methoden gaben aber durchaus verschiedene
Resultate, so dass als gesichertes Ergebniss nur die Ueber-
zeugung von der Kleinheit dieser Fehler betrachtet werdeu

ii8

darf. Ueber diese Versuche wird an einem andern Orte be-
richtet werden.

Von andern im letzten Jahre angestellten Beobachtungen
möchten noch folgende zu erwähnen sein.

3) Der 5 zöllige Refractor von Steinheil wurde, wie im
Vorjahre, zu gelegentlichen Beobachtungen, namentlich von
jüngeren Astronomen benutzt. Ich habe an demselben eine
Prüfung verschiedener Ocularconstructionen, die mir Herr Dr.
Steinheil vorlegte, vorgenommen und hierbei von neuem die
Ueberzeugung von der ganz besonderen Güte des Objectives
erlangt. Herr Dr. Bauschinger hat u. a. die Mondfinstemiss
vom 3. August (vgl. A.N. Nr. 2816) mit diesem Instrumente
beobachtet.

4) Die im letzten Jahresberichte erwähnten photometri-
schen Beobachtungen zur Untersuchung der Gültigkeit der
Lambert'schen Formel, welche auf meinen Wunsch Herr
Oertel ausgeführt hat, wurden in den ersten Wochen des
verflossenen Jahres beendigt. Ich habe diese Messungen in-
zwischen vollständig bearbeitet, und die hieraus hervorgehen-
den Resultate sind seitdem in den Sitzungsberichten der
hiesigen Akademie der Wissenschaften erschienen.

5) Astronomisch-geodätische Arbeiten wurden in diesem
Jahre unter meiner Leitung auf dem Wendelstein, einem der
höheren Berge der bayerischen Voralpen (unweit Rosenheim)
von Herrn Oertel ausgeführt. Diese bestanden in Polhöhen-
und Azimuth-Bestimmungen. Besonders günstig lagen die
Umstände dadurch, dass der Wendelstein von der hiesigen
Sternwarte aus sichtbar ist. Es konnte deshalb durch Ver-
mittelung von Heliotropenlicht auf beiden Stationen das
gegenseitige Azimuth gemessen werden. Die betreffenden
Messungen auf der Sternwarte habe ich selbst ausgeführt.

6) Die meteorologischen Beobachtungen wurden ganz wie
in den letzten Jahren angestellt. Die magnetischen Beob-
achtungen dagegen mussten, aus den im letzten Berichte er-
wähnten Gründen, aufgegeben werden.

Was die Publicationen der hiesigen Sternwarte betrifft,
so ist über die wichtigste Drucklegung, die uns beschäftigt,
nämlich den Sterncatalog, schon oben berichtet worden.
Weitere Publicationen sind in Vorbereitung, und sind einige,
wenn auch kleinere Theile, bereits gedruckt. Ich beabsich-
tige neue Annalen der hiesigen Sternwarte in Quartformat
herauszugeben. Der erste Band wird den genannten Catalog
enthalten; der dritte soll die Positionen der von Dr. Bau-
schinger beobachteten Sterne bringen, welche ein ganz statt-
liches Stemverzeichniss darstellen, und mit dessen Druck-
legung sehr bald wird begonnen werden können. Der zweite

iig

wird die Beobachtungen mit dem Refractor nfebst einigen
kleineren Untersuchungen enthalten. Von diesem letzteren
Bande sind bereits zwei Stücke .gedruckt. Das erste gibt
die Abzahlungen der in den beiden Bonner Durchmusterungen
enthaltenen Sterne in extenso, über deren Resultate ich
seiner Zeit in den Sitzungsberichten der hiesigen Akademie
berichtet habe. Ich habe mich zu diesem Abdrucke auf
Wunsch geehrter Fachgenossen, namentlich des Herrn Prof.
Holden, entschlossen und konnte es um so leichter, als das
Format der Publication und die Anordnung der Zahlen es
ermöglichte, das* ganze umfangreiche Material auf 5 Druck-
bogen unterzubringen. Das zweite Stück enthalt eine Studie
des Herrn Dr. Bauschinger über die Bestimmung der Biegung
von Meridianfemröhren und die Construction eines diesem
Zwecke dienenden praktischen Apparates. Diese Abhandlung
ist bereits an einige Astronomen (als Separatabzug) versandt
worden, während das zuerst genannte Stück bis zur Versen-
dung des vollständigen Bandes zurückgehalten werden soll.

H. Seeliger.

O Gyalla (Ungarn).

Das Personal erlitt eine grosse Veränderung, da Herr
Dr. von Kövesligethy die Sternwarte am i. April verlassen
hat um eine Assistentenstelle an der Meteorologischen Cen-
tralanstalt in Budapest anzutreten. Da er diese Stelle nur
provisorisch angenommen hat, so habe ich seinen Posten in-
zwischen unbesetzt gelassen, in der Hoffnung, dass er noch
zurückkommen werde, und bloss Herr £. Farkass hat die lau-
fenden Arbeiten vollendet.

Im Jahre 1887 wurde das Hauptaugenmerk auf die Be-
obachtung der Sonne und der Sternschnuppen, sowie auf
photographische Cabinetstudien gewendet.

Die Sonne wurde am 472 zölligen Merz'schen Refractor
an 137 Tagen beobachtet. Es wurden im ganzen 187 Flecken-
gruppen 540 mal beobachtet.

Die Beobachtungen vertheilen sich folgenderweise auf die
12 Monate:

Monat

Beobachtungs-
Tage

Gruppen

Zahl der
Flecke

Berechnete
Flecke

Januar

Februar

März

April

Mai

Juni

I20

Monat

Beobachtungs-
Tage

Gruppen

Zahl der
Flecke

' Berechnete

Flecke

Juli

August

September

October

November

December

Die Beobachtungsmethode ist dieselbe' wie sie früher
schon beschrieben ist, nämlich die Registrirmethode; die
Zeichnungen sind an jedem Tag, wo die Sonne mir sichtbar
war, gemacht worden.

Sternschnuppen sind im Jahre 1887 in O Gyalla an fol-
genden Tagen beobachtet worden:

Juli 25 102

> 26 74

27 53

28 31
August 8 22

» 9 28

» 12 29

November 13 6
Wie ersichtlich, entfallen hiervon 260 auf den Ju li-
schwarm und 79 auf den Augustschwanü. Die Beobachtung
des Novemberschwarms wurde wie gewöhnlich durch bewölk-
ten Himmel vereitelt.

Herr Professor Polikeit beobachtete in Pressburg an den
folgenden Tagen:

Juli 25 14

» 26 12

» 27 13

August 9 8

» II 25

» 12 17

Hiervon entfallen auf den Julischwarm 39, auf den Au-

gustschwarm 50 Sternschnuppen.

Wir hatten mit Professor Polikeit im Juli 3, im August 2
correspondirende Beolpachtungstage. (Die Entfernung O Gy-
alla-Pressburg beträgt etwa 80 Kilometer.) Es sind im gan-
zen 434 Sternschnuppen beobachtet worden, wovon 345 der
Station O Gyalla an 8 Beobachtungstagen, und 89 der Sta-
tion Pressburg an 6 Beobachtungstagen zukommen.

Es sind im Jahre 1887 einige Experimente im Labora-
torium angestellt worden, besonders mit dem Hydro xylamiu

als photographischer Entwickler, bei dem der Grund der
Blasenbildung eruirt wurde, nämlich dass sie durch starke Ent-
wickelung von Stickstoff verursacht wird.

Es wurden auch mit zwei Objectivprismen Experimente
gemacht, von denen das eine ein werthvolles Geschenk von
meinem hochverehrten Freunde Siegmund von Merz ist. Es
ist eines von jenen 4'/2Zöliigen Prismen, mit welchen Joseph
Fraunhofer seine ersten Spectralbeobachtungen an Fixsternen
gemacht hat. Das zweite ist ebenfalls ein Geschenk, von
meinem hochverehrten Freunde Dr. Max Pauly in Muhlberg,
der es aus farblosem Jenaer Glase meisterhaft geschliffen
hat. Das erste misst 472 Zoll mit einem brechenden Winkel
von 38°, das zweite hat 6 Zoll Durchmesser qnd 5° bre-
chenden Winkel. Letzteres bewährt sich in Verbindung mit
meinem ausgezeichneten 6 Zöller zum Zwecke einer Durch-
musterung ausgezeichnet, und es ist auch meine Absicht
in kurzer Zeit die Durchmusterung von +40*^ bis zum Nord-
pol auszuführen.

Der Instrumentenpark ist durch einen Siderospectro-
graphen bereichert worden, der mit Quarz-Optik ausgerüstet
und für den in kurzer Zeit wieder aufzustellenden grossen
Refractor bestimmt ist; ferner durch einen Comparator zum
Ablesen der Sonnenfiecken- Positionen an Photogrammen; ferner
durch einen Satz Condensator, Funkenentlader und Geissler-
röhrenhalter nach V. Schumann, ein Ablese - Fernrohr, und
eine grosse Camera für das grosse Fernrohr. Diese sind
alle in der Werkstätte der Sternwarte ausgeführt worden.

Es wurde durch Kauf ein 3 zölliges Triplet* Objectiv, für
chemische Strahlen achromatisirt, mit 46 Zoll Brennweite von
C. A. Steinheil Söhne angeschafft, welches bislang nur provi-
sorisch montirt ist; ferner wurde der Photoheliograph mit
einem Uhrwerk von Cooke versehen, und ein grösseres pho-
tographisches Objectiv, ein „Antiplanet" von C. A. Steinheil
Söhne angekauft.

Die meteorologischen Beobachtungen werden wie früher
an der Semwarte angestellt; dieselben sind ebenfalls durch
den Eifer des Herrn E. Farkass weitergeführt worden.

Weitere Beobachtungen anzustellen war ich durch das
Erscheinen meines Werkes „Praktische Anleitung zur Ilim-
melsphotographie" verhindert.

von Konkoly.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23.

t21

Potsdam.

Personalstand. Im Jahre 1887 hat der Personal-
* stand keine Veränderungen erfahren.

Gebäude des Observatoriums. Die sämmUichen
Kuppeln sind im Laufe des Sommers einer gründlichen Re-
paratur unterworfen worden, die sich besonders auf Erneue-
rung der Spaltverschlüsse bezogen hat. £s Hessen sich die
Arbeiten jedoch so einrichten, dass sie eine wesentliche
Störung der wissenschaftlichen Beobachtungen nicht zur Folge
hatten.

Instrumente. Die zur Anschaffung und Vervollstän-
digung instrumentaler Mittel disponibeln Fonds sind zum
Theil zu zweckentsprechenden Veränderungen und Verbesse-
rungen schon vorhandener Instrumente und maschineller An-
lagen ver^'endet worden. Für den Heliographen wurde ein
zweiter Helios tat enspiegel von Steinheil beschafft. Femer ist
ein Spectrometer grösserer Dimension bei Mechanikus Bam-
berg in Berlin in Bestellung gegeben worden, welches jetzt
vollendet ist. Ein photographisches Femrohr mit besonderer
Cassetteneinrichtung, für die von dem Observatorium nach
Russland ausgesandte Expedition zur Beobachtung der totalen
Sonnenfinsterniss bestimmt, wurde von Mechanikus Töpfer in
Potsdam ausgeführt.

Bibliothek. Der Zuwachs der Bibliothek betrug im
verflossenen Jahre ungefähr 200 Bände.

Publicationen. Das zweite Stück des VI. Bandes:

Nr. 22, J. VVilsing, Bestimmung der mittleren Dichtig-
keit der Erde mit Hülfe eines Pendelapparates,
II Bogen stark, ist im Laufe des Sommers gedruckt worden.
Im Druck befindet sich gegenwärtig das fünfte Stück des
IV. Bandes:

Nr. 18. J. Wilsing, Ableitung der Rotationsbewegung der
Sonne aus Positionsbestimmungen der Fackeln.

Ausser den weiter unten angeführten, in den , Astrono-
mischen Nachrichten* veröffentlichten kleineren Abhandlungen
ist die bereits im vorigen Jahresbericht erwähnte Untersuchung
des Dr. Scheiner über Isolationsmittel gegen strahlende Wärme
im Augustheft der „Zeitschrift für Instmmentenkunde* er-
schienen.

Wissenschaftliche Arbeiten im Jahre 1887.

A. Spectralanalyse. Die schon seit langer Zeit von
mir geplante Wiederaufnahme der Beobachtungen der Be-
wegung von Sternen im Visionsradius mit Hülfe des
Spectroskops konnte im verflossenen Jahre zur Ausführung
kommen. Meine im vorigen Bericht ausgesprochene Ver-

123

muthung, dass die Anwendung der Photographie bei der Lö-
sung dieser Aufgabe wesentliche Vortheile bieten würde, hat
sich im vollsten Masse bestätigt. Der zu den bisherigen Ver-
suchen benutzte Spectralapparat besitzt zwei stark zerstreuende
Rutherfurd'sche Prismen; Fernrohr und Colh'mator haben die
gleiche Brennweite von ungefähr 40 cm ; sie sind mit den
Prismen auf einem starken Holzbrett montirt und so justirt
worden, dass die Prismen auf dem Minimum der Ablenkung
für die Wasserstofflinie Hy stehen. An Stelle des Oculars
am Beobachtungsfemrohr kann eine kleine Cassette für die
photographische Platte angesetzt werden. Zur Erzeugung der
künstlichen Wasserstoff linie dient eine Geissler'sche Röhre,
welche in 42 cm Entfernung vor dem Spalt in einem den
Spectralapparat mit dem grossen Refractor verbindenden Zwi-
schenstück angebracht ist. Eine die Beobachtung sehr we-
sentlich erleichternde Vorrichtung, die meines Wissens bisher
bei Beobachtung und Aufnahme von Sternspectren noch nicht
verwendet wurde, besteht darin, dass in einem kleinen, seitlich
angebrachten Femrohre das von der Vorderfläche des ersten
Prismas reflectirte, durch den Spalt tretende Licht der Geiss-
ler'schen Röhre und des Sternes beobachtet wird. Auf dem
sich als feine Lichtlinie darstellenden Spalt lässt sich das Bild
des Sterns mit Leichtigkeit festhalten. Mit diesem Apparat sind
bereits und zum Theil auch wiederholt Aufnahmen von Si-
rius, Procyon, Castor, PoUux, Aldebaran, Arctur, Rigel, Re-
gulus und € Orionis von Dr. Scheiner gemacht worden. Auf
den Platten entsteht nur ein kleiner Theil des Spectrums
(Wellenlänge 470 bis 400 Milliontel Millimeter); doch sind auf
dieser Strecke bei den Sternen der Klasse II die Spectra sehr
detailreich und weisen weit über hundert Linien auf, die sich
gut zum Messen eignen. Die Spectra sind sehr schmal, da
keine Cylinderlinse angewendet zu werden braucht; die künst-
liche WasserstofFlinie, welche das Spectrum durchsetzt, ist je-
doch von grösserer Länge und tritt deutlich hervor. Die Mes-
sung der Verschiebung der Linie der ruhenden Lichtquelle
gegen die entsprechende Linie oder gegen andere Linien
des Sternspectmms lässt sich auf diesen Platten mit verhält-
nissmässig grosser Sicherheit ausführen; einen Zweifel über
den Sinn der Verschiebung, wie ihn die Greenwicher Beob-
achtungen häufig zeigen, haben die bisherigen Aufnahmen
nicht aufkommen lassen. Ich glaube daher, in Anbetracht
der ausserordentlichen Wichtigkeit der Beobachtungen über-
haupt, aussprechen zu können, dass diese hier zum ersten
Male gemachte Anwendung der Photographie eine der be-
deutsamsten genannt werden kann. Meine Absicht ist nun
zunächst die, eine weitere Vervollkommnung des Apparats

1^4

und der Methode vorzunehmen, und dann regelmässige Beob-
achtungen an allen helleren Sternen bis zur Grösse 2.5
(etwa 60) wiederholt ausführen zu lassen.

Infolge des schon erwähnten, über Erwarten grossen
Detailreichthums der photographirten Stemspectra eignen sich
dieselben nebenbei zu einer Specialuntersuchung, welche Dr.
Scheiner in der Folge auszuführen beabsichtigt.

Eine etwas eingehendere Beschreibung über die hier
erwähnten Beobachtungen ist am 23. Februar der Königlichen
Akademie der Wissenschaften in Berlin vorgelegt worden und
in deren Sitzungsberichten zum Abdruck gelangt.

Beobachtungen von Protuberanzen konnten von
Dr. Wilsing wegen anderweitiger Verwendung des Instruments
an nur 25 Tagen ausgeführt werden. Die Sonnen thätigkeit
war im verflossenen Jahre im allgemeinen eine sehr geringe,
und es wurden nur wenige und nicht besonders bemerken s-
werthe Objecte aufgefunden.

B. Beobachtungen von grossen Planeten und
von Cometen sind im verflossenen Jahre nicht angestellt
worden.

C. Photometrie. Die im Herbst des Jahres 1886 in
Angriff genommene, von Dr. Müller und Dr. Kempf gemein-
sam ausgeführte photometrische Durchmusterung der
Sterne am nördlichen Himmel bis zur Grössenklasse 7.5 hat
infolge der ausserordentlich ungünstigen Witterung und der
Betheiligung der genannten an der Sonnenfinsterniss-Expe-
dition nicht den anfänglich erwarteten Fortschritt gemacht
Es wurden Beobachtungen an 51 Tagen ausgeführt, und
zwar sind ausser einer Anzahl von Messungsreihen zur Ver-
bindung der Normalsterne unter einander im ganzen 156 Zo-
nen mit zusammen etwa 1872 Sternen beobachtet worden.
Die Gesammtzahl aller bis Ende 1887 beobachteten Zonen
beträgt 205 mit ungefähr 2500 Sternen, von denen 200 bereits
zweimal gemessen sind. Das im vorigen Jahresbericht be-
schriebene Beobachtungsverfahren ist durchgehends beibehalten
worden und hat sich als durchaus praktisch erwiesen. Die
Reductionen haben mit den Messungen Schritt gehalten, und
sämmtliche Rechnungen sind unabhängig von einander zweimal
ausgeführt worden.

Eine wesentliche Aenderung in dem ganzen Arbeitsplan
ist am Ende des Jahres beschlossen worden. Die ursprüng-
liche Absicht, die 48 Sterne, welche für die zunächst in An-
griff genommene Zone von 0° bis 2qP Declination als Haupt-
sterne ausgewählt waren, nur unter einander durch zahlreiche
Messungen zu verbinden und vorläufig auf eine Combinirung
mit iXitn später zu beobachtenden Zonen zwischen 20^ und

125

dem Pol keine Rücksicht zu nehmen, wurde im Interesse einer
grösseren Einheitlichkeit der Arbeit dahin geändert, dass schon
jetzt die Hauptsterne für den ganzen nördlichen Himmel aus-
gewählt worden sind, und diese sollen nun nach einem be-
stimmten Schema mit einander verbunden werden. Zu dem
Zwecke wurden ausser dem ersten Gürtel von Hauptsternen
in der Nähe von io° Declination noch zwei andere Gürtel,
der eine bei 30°, der andere bei 60° Declination ausgesucht,
von denen der erstere für die Sterne zwischen 20° und 40^
Declination, der letztere für die Sterne zwischen 40° und dem
Pole benutzt werden soll. Jeder Gürtel besteht wieder aus
48 Sternen, die in Intervallen von ungefähr ^/a Stunde aus
einander liegen. Da die Absicht ist, innerhalb der einzelnen
Gürtel jeden Stern mit dem ihm in M zunächst voran-
gehenden und folgenden zu vergleichen, ferner aber jeden
Stern des einen Gürtels mit zwei Sternen in je einem der
beiden anderen Gürtel zu verbinden, so wird jeder der 144
Hauptsterne mit 6 Sternen verglichen werden. Die Combi-
nationen sind so ausgewählt und die Bcobachtungszeiten so
bestimmt, dass die verbundenen Sterne nahe gleiche Zenith-
distanzen haben und daher der Einfluss der Extinction mög-
lichst unschädlich gemacht wird. Nach dem neu aufgestellten
Plane erfordert eine einmalige Verknüpfung der 144 Haupt-
sterne 432 Vergleichungen, und da die Absicht vorliegt, jedes
Paar an 8 Abenden zu bestimmen, so werden 3456 Verglei-
chungen erforderlich sein. Mit dieser Arbeit haben Dr. Müller
und Dr. Kempf bereits energisch begonnen, und werden sie
gleichzeitig mit den Zonenbeobachtungen zwischen 0° und
20° Declination fortführen. Freilich wird dadurch die Fertig-
stellung des ersten Theiles der Arbeit um eine beträchtliche
Zeit verzögert werden, aber dafür wird sich eine vollkomme-
nere Homogenität erreichen lassen.

Ueber die wichtige Frage, wie oft die einzelnen Zonen
beobachtet werden sollen, konnte eine definitive Entscheidung
noch nicht getroffen werden, da die Anzahl der bereits zwei-
mal gemessenen Sterne noch nicht gross genug war, um
sicheren Anhalt zur Beurtheilung der erreichten Genauigkeit
zu geben. Immerhin zeigt sich aus der Vergleichung der
200 doppelt gemessenen Sterne das nicht unbefriedigende Re-
sultat, dass nur bei 8 Sternen die Abweichungen zwischen
den beiden Beobachtern den Betrag von 0.3 Grössenklassen
übersteigen.

Die seit 10 Jahren von Dr. Müller regelmässig ausge-
führten photometrischen Beobachtungen der grossen
Planeten wurden auch im vergangenen Jahre, soweit es die
Zonenbeobachtungen gestatteten, fortgesetzt, und zwar ist

126

Mercur an 4 Tagen, Venus an 15, Jupiter an 7, Saturn an
14, Uranus an i und Neptun an 2 Tagen gemessen worden.

Am Anfang des Jahres hat Dr. Müller mehrere Mes-
sungsreihen zur Vergleichung des Sonnen- und des Mond-
lichtes nach verschiedenen Methoden ausgeführt, die noch
weiter fortgesetzt werden sollen.

Von Dr. Wilsing wurde die Reduction der in den frü-
heren Jahren ausgeführten Beobachtungen veränderlicher Sterne
in Angriff genommen und zum grösseren Theile vollendet.

D. Sonnenstatistik. Im Laufe des Jahres 1887
sind im ganzen 122 Sonnenphotographien von 10 cm Durch-
messer erhalten worden, die zum grössten Theil von Dr.
Lohse angefertigt worden sind.

Prof. Spörer hat die Sonne an 268 Tagen beobachten
können. Die Anzahl der Tage, an welchen die Sonnenscheibe
fleckenfrei erschien, ist gegen das vorige Jahr sehr erheblich
gewachsen, 28 Procent; dagegen kamen auch ziemlich viele
Tage vor, an welchen die Sonne mit mehreren Fleckengruppen
bedeckt war. Eine Notiz über die Vertheilung der Flecke
nach heliographischer Breite auf der nördlichen und südlichen
Halbkugel wurde in den Astronomischen Nachrichten Nr. 2828
gegeben.

Eine grössere Untersuchung über Vertheilung der Sonnen-
flecke nach Beobachtungen aus dem 17. und 18. Jahrhundert
beabsichtigt Prof. Spörer in den Berichten der Kaiserlich Leo-
poldinisch - Carolinischen deutschen Akademie der Naturfor-
scher zu publiciren.

Die bereits früher von Dr. Wilsing ausgeführten Mes-
sungen von Sonnenfackeln wurden von demselben bearbeitet,
und es wurde der Versuch gemacht, daraus eine Bestimmung
der Umdrehungszeit des Sonnenkörpers abzuleiten. Es zeigte
sich, dass, während die Beobachtungen Carrington's für die
Bewegung der Flecke eine mit ihrer heliographischen Breite
abnehmende Umdrehungsgeschwindigkeit ergeben haben, für
die Fackeln mit grosser Wahrscheinlichkeit eine gleichförmige
Bewegung resultirt, eine Annahme, welche geeignet ist, eine
Reihe der bei Flecken- und Gruppenbildungen auftretenden
Erscheinungen in zwangloser Weise zu erklären.

Zählungen und Arealmessungen der Sonnenflecke wurden
von Dr. Wilsing an 106 Platten ausgeführt.

E. Photographie. Auf der Pariser astronomischen
Conferenz, zu der ich eine Einladung erhalten hatte, und an
welcher auf meine Veranlassung auch Dr. Lohse theilgenommen
hat, wurde bekanntlich der Beschluss zur Herstellung einer
photographischen Himmelskarte gefasst. Ich kann nunmehr
mittheilen, dass die von mir beantragte Theilnahme des Obser-

127

vatoriums an diesem wichtigen Unternehmen von Seiten der
preussischen Regierung genehmigt worden ist, und dass bereits
in diesem Sommer mit den nöthigen baulichen Arbeiten und
der Construction des grossen photographischen Femrohrs be-
gonnen wird.

Als Secretär des permanenten Comites hatte ich es über-
nommen, eine Anzahl von Vorarbeiten auf dem hiesigen Ob-
servatorium ausführen zu lassen, von denen der grösste Theil
bereits erledigt und in den Publica tionen des genannten
Comites, sowie in den Astronomischen Nachrichten veröffent-
licht worden ist.

Die bisher abgeschlossenen Untersuchungen sind von
Dr. Scheiner ausgeführt worden und haben in Kürze folgende
Resultate ergeben:

1. Ueber den Einfluss verschiedener Exposi-
tionszeit auf die Exactheit photographischer Stern-
aufnahmen. Diese Untersuchung (Astr. Nachr. Nr. 2818) hat
zu dem bemerkenswerthen Ergebnisse geführt, dass inner-
halb der Expositionszeit von i, 2 und 4 Minuten die Auf-
nahmen keinen Unterschied in Bezug auf Genauigkeit und
Definition der Bilder zeigen, dass aber je nach der Helligkeit
der Sterne die verhältnissmässige Zunahme des Durchmessers
der Stemscheibchen eine verschiedene ist, welcher Umstand
die Herstellung einer photogräphischen Grössenscala sehr er-
schweren dürfte. Eine umfangreichere Untersuchung über
diesen letzteren Punkt ist geplant.

2. Herstellung feiner photographischer Gitter.
Der Herstellung solcher Gitter, die zur Ausmessung von Stern-
photographien dienen sollen, haben sich bedeutende Schwierig-
keiten in den Weg gestellt. Indessen ist es Dr. Scheiner
nach vielen Versuchen gelungen, den Zweck durch Einreissen
feiner I^inien auf versilberten Glasplatten in sehr vollkommeildt
Weise zu erreichen. Es bereitet nunmehr keine Schwierigkeiten,
photographirte Netze herzustellen, bei welchen die Dicke der
Striche un^er 0.0 1 mm liegt, bei völliger Schärfe der letzteren
und ohne jegliche Verschleierung der übrigen Theile der Platte.
Grosse Sorgfalt ist hierbei auf die Verwendung völlig paral-
leler und normal auffallender Lichtstrahlen bei der Belichtung
der Platten zu legen, da sonst nicht getreue Copien der Ori-
ginalnetze erhalten werden können. (Astr. Nachr. Nr. 2833.)

3. Ueber die Verzerrung der Gelatineschichten.
Die ziemlich umfangreichen Messungsreihen zur Ermittelung
der Verziehung der photographischen Schicht bei Gelatine-
platten durch den Einfluss der zum Hervorrufen und Fixiren
erforderlichen Manipulationen haben zu folgenden Schlüssen
geführt.

128

Die Verzerrangen der Gelatineschicht entstehen gleich
beim Hervorrufen, die nachfolgende Behandlung zum Fixiren
und Alaunisiren ist von nur verschwindendem Einflüsse hierauf.

Es scheinen die Verziehungen in so fem eine Regel zu
befolgen, als sie in einer Richtung der Platte wesentlich po-
sitiv, in der dazu normalen wesentlich negativ verlaufen, also
in der einen Ausdehnung, in der andern Zusammenziehung
erfolgt. Hierbei ist es gleichgültig, in welcher Lage sich die
Platte beim Trocknen befunden hat, und rührt diese Erschei-
nung entweder von der Fabrikation der Schicht her oder von
einer cylindrischen Gestalt der Platte. Im allgemeinen ist
der Verlauf dieser Verzerrungen nicht regelmässig, weder auf
einer Platte, noch verhalten sich alle Platten derartig, und
man wird daher gut thun, die auftretenden Verzerrungen
überhaupt als zufallige zu betrachten.

Der mittlere Betrag der Verzerrung ergab sich auf eine
Strecke von 65 mm zu 0.006 mm, also etwa '/loo Procent der
Länge. Führt man nun Gitter von 5 mm Distanz der Striche
ein, so hat man unter Annahme eines proportionalen Verlaufs
Verzerrungen im Betrage von ungefähr 0.0005 ^™ (entspre-
chend of''o3 bei Objectiven von 3.4 m Brennweite) zu erwarten.

F. Meteorologie. Die meteorologischen Beobach-
tungen sind in unveränderter, Weise fortgeführt worden. Es
sind bis jetzt die Jahrgänge 1884 bis 1887 abgeschlossen
worden.

G. Vermischte astronomische und physika-
lische Beobachtungen. Nach Beendigung der Reduction
der zur Bes timmung der Erddichtigkeit angestellten
Pendelbeobachtungen hat Dr. Wilsing das Manuscript fertig-
gestellt, so dass der Druck desselben um die Mitte des Jahres
stattfinden konnte. Die aus der bereits im vorigen Jahres-
bericht erwähnten Untersuchung über Schutzmassregeln gegen
strahlende Wärme gewonnenen Erfahrungen wurden auf den
Pendelapparat angewendet, auch einige andere Veränderungen
und Verbesserungen an demselben angebracht, und so sah
sich Dr. Wilsing veranlasst, die Beobachtungen von neuem
aufzunehmen. Dieselben w^urden mit Anwendung zweier ver-
schieden schwerer Kugelpaare, die einen von Messing, die
anderen von Hartblei, ausgeführt, und es wurden im ersten
Falle 28, im zweiten 40 Reihen angestellt, zu denen noch
40 Reihen ohne die Kugeln am Pendel hinzugefügt wurden, zu-
sammen also 108 Beobachtungsreihen. Hierzu kam eine An-
zahl von Beobachtungen, welche bezweckten, die Reduction
auf kleinste Schwingungen für die schwereren Kugeln festzu-
stellen, da diese früher noch nicht benutzt worden waren.
Zwischen den Beobachtungen fand zu drei verschiedenen

129

Epochen eine Bestimmung der wichtigsten Constanten statt,
vorzüglich der Entfernung der anziehenden Massen vom
Pendel, sowie des Scalenabstandes. Auch ein Theil der er-
forderlichen Wägungen wurde wiederholt, um etwa in der
Zwischenzeit eingetretene kleine Gewichtsänderungen festzu-
stellen, die von Einfluss auf das Resultat hätten sein können.
Soweit sich die Ergebnisse dieser neuen Beobachtungen be-
reits übersehen lassen, haben die Verbesserungen des Appa-
rates einen wesentlich günstigen Einfluss auf die Ueberein-
stimmung der Messungen hervorgebracht.

Ferner hat Dr. Wilsing nach einer auf dem Foucault'schen
Princip beruhenden, doch nicht unwesentlich modificirten Me-
thode orientirende Versuche zu einer neuen Bestimmung
der Lichtgeschwindigkeit angestellt. Der Apparat be-
stand im wesentlichen in zwei isochron abgestimmten und
durch in denselben Stromkreis eingeschaltete Elektromagnete
angeregten Stimmgabeln. Ein mit der ersten Stimmgabel
verbundener Spiegel beleuchtete intermittirend einen Spalt,
von welchem das Licht auf einen in bekannter Entfernung
fest aufgestellten Spiegel fiel und von diesem zur zweiten
Stimmgabel gelangte. Durch die letztere wurde mit Hülfe
einer einfachen Hebel Übertragung einem kleinen, um eine
feste Axe beweglichen Spiegel eine oscillirende Bewegung er-
theilt, so dass das von dem festen Spiegel reflectirte Spaltbild
im Sinne der Bewegungsrichtung des oscillirenden Spiegels
um einen von der betreffenden Lichtzeit abhängigen Betrag
verschoben erschien. Dieser Betrag konnte in der gewöhn-
lichen Weise durch Winkelausmessung bestimmt werden. Die
Vortheile, welche diese Methode verspricht, sind eine erhöhte
Beständigkeit und Lichtstärke der roflectirten Bilder, da der
bekanntlich nur sehr geringen Schwankungen unterworfene
Schwingungszustand der Gabeln eine regelmässige Bewegung
des oscillirenden Spiegels verbürgt und durch Anwendung
parallelen Lichtes der Lichtverlust, in so weit man von der
Absorption in den durchstrahlten Schichten absieht, von der
Entfernung unabhängig wird.

Die Versuche erstreckten sich bisher auf das Studium
des Schwingungszustandes der Gabeln und des Spiegels, auf
die Herstellung eii\es zweckmässigen, den Stromschluss und
damit den Magnetismus der erregenden Magnete vermittelnden
Contactes, und endlich auf die Bestimmung der Schwingungs-
dauer der Gabeln. Es Hess sich bei dem kleinen Spiegel
eine nur geringen Schwankungen unterworfene Schwingungs-
amplitude von 30° erzielen, welche unter den gegebenen
Umständen — die Gabeln machten etwa 256 einfache Schwin-
gungen in der Secunde — bereits eine sichere Messung der

I30

Verschiebung auch für kürzere Entfernungen zulassen würde.
Die Vorrichtung zur Unterbrechung des Stromes bestand in
einem den Bedingungen des Versuches gemäss abgeänderten
Platin-Quecksilber- Contact. Die Bestimmung der Schwingungs-
zahl der Gabeln kann, wie die Versuche zeigten, auf photo-
graphischem Wege ausgeführt werden, ein Verfahren, welches
der gebräuchlichen graphischen Methode vorzuziehen sein dürfte.
Expedition zur Beobachtung der Sonnenfinster-
nissvom ig. August 1887. Es ist den Astronomen bekannt,
dass auch die von Potsdam ausgesandte Expedition nach
Russland das Schicksal aller übrigen getheilt hat und durch
die Ungunst des Wetters ohne jeden wissenschaftlichen Erfolg
geblieben ist. Um die Zwecke, welche unsere Expedition
verfolgen sollte, klarzulegen, theile ich hier den Beobachtungs-
plan derselben, und zwar auszugsweise aus der den Theil-
nehmern gegebenen Instruction mit.

a. Allgemeine Instruction.

(Auszug.)

§1-

Das Astrophysikalische Observatorium zu Potsdam sendet
eine Expedition nach Russland mit der Aufgabe, bei der am
19. August stattfindenden totalen Sonnenfinstemiss Unter-
suchungen über die Natur der Corona anzustellen, und zwar

1) durch spectroskopische Beobachtungen;

2) durch photographische Aufnahmen;

3) durch Anfertigung von Zeichnungen.

§ 2.

Das Personal der Expedition besteht aus den drei
Astronomen Dr. G. Müller, Dr. P. Kempf und Dr. J. Scheiner.
Als Leiter der Expedition fungirt Dr. Müller oder als dessen
Stellvertreter Dr. Kempf. Derselbe vertritt die Expedition
nach aussen, trifft Anordnungen über die Aufstellung der In-
strumente und über die Geschäftsführung, sowie über die
möglichst vollkommene Ausführung der wissenschaftlichen
Aufgaben, und sorgt für den sicheren Rücktransport der In-
strumente.

§7.

Nach Eintreffen auf der Station wird sofort mit der Auf-
stellung der Instrumente begonnen. Das photographische In-
strument wird auf einem niedrigen Backsteinpfeiler aufgestellt
und durch das mitgenommene Leinwandzelt geschützt. Das
Instrument für spectroskopische Beobachtungen wird im Freien,
wo möglich auch auf einem Pfeiler, aufgestellt und durch eine
Leinwandumhüllung geschützt. Das Rohr wird jedoch nach

131

erfolgter Justirung wieder abgenommen und erst am Tage der
Finsterniss am Stativ befestigt.

Bei dem ersten (photographischen) Instrument ist die
parallaktische Aufstellung möglichst genau durch Sternbeobach-
tungen auszuführen; bei dem zweiten Instrument genügt eine
genäherte Justirung.

Die drei Beobachter müssen bei Beobachtung der Fin-
sterniss so nahe stationirt sein, dass sie sich durch Zeichen
und Zurufe unterstützen können.

§ 8.

Bei normalen Witterungsverhältnissen werden die spec-
troskopischen Beobachtungen von Dr. Müller, die photogra-
phischen Aufnahmen von Dr. Kempf ausgeführt; die Zeichnung
der Corona und die Handhabung einer kleinen photographi-
schen Camera übernimmt Dr. Scheiner. Bei Erkrankung eines
der Mitglieder der Expedition ist vor allem darauf zu achten,
dass das photographische Fernrohr bedient wird; die An-
ordnung über die anderen Beobachtungen bleibt dem Leiter
überlassen.

Im Falle bei Beginn der Finsterniss das Wetter so un-
sicher ist, dass spectroskopische Beobachtungen keinen Er-
folg versprechen, übernimmt Dr. Müller das photographische
Femrohr und verändert den Umständen entsprechend nach
eigenem Ermessen die in der Specialinstruction vorgesehenen
Expositionszeiten. Dr. Kempf sucht in günstigen Momenten
wo möglich drei Photographien bei geringer Expositionszeit
mit der kleinen photographischen Camera auszuführen. Dr.
Scheiner sucht in diesem Falle nur Zeichnungen von der Co-
rona zu gewinnen.

b. Wissenschaftliche Special-Instruction.
A. Spectroskopische Beobachtungen.

§ I.

Die parallaktische Aufstellung des Instruments ist, wie
schon in § 7 der allgemeinen Instruction angegeben wurde,
nur genähert auszuführen. Es genügt daher auch eine Aufstel-
lung auf drei festgerammten Holzpflöcken, wenn die Herstel-
lung eines Backsteinpfeilers zu viel Kosten verursachen sollte.

Der Sucher des Instruments ist sorgfältig zu justiren.
Die Spaltebfene des Spectroskops ist genau in die mittlere
Focalebene des Fernrohres zu bringen. Der Spalt ist zu
reinigen und bei den Beobachtungen so weit zu öffnen, dass
die /^-Linien nicht mehr getrennt, die 3-Linien aber als
Doppellinie erscheinen. Bei derselben Spaltweite ist die Lage
der Hauptlinien im Sonnenspectrum und die Stelle, wo die
Linie 1474 Kirchhoff und die Linie D^ zu erwarten ist, an

132

der im Gesichtsfeld befindlichen Scale zu bestimmen, wenn
die Linie b^ oder die iF- Linie auf eine bestimmte Marke ein-
gestellt ist, und zwar in der Lage des Instruments, welche
der Lage der Sonne zur Zeit der Mitte der Totalitat ent-
spricht. Bei diesen Beobachtungen ist der im Spectroskop be-
findliche, schwach zerstreuende Prismensatz und die schwächste
Vergrösserung zu benutzen.

Bei der Beobachtung der Finsterniss ist zunächst kurz
vor Beginn der Spalt zu reinigen, seine Weite wie bei den
Vorversuchen zu bestimmen und die 3i-Linie oder Z'-Linie
auf die bestimmte Stelle der Scale im Fernrohr zu bringen.
Hierbei soll am äussersten Ende des Gesichtsfeldes die C-
Linie noch sichtbar sein; die -^-Linie wird dann noch am
anderen Ende des Gesichtsfeldes erscheinen. Der Beobachter
vergleiche die Lage der hauptsächlichsten Fraunhofer'schen
Linien zur Scale mit den bei den Vorversuchen ausgeführten
Bestimmungen und präge sich die Lage der Coronalinie ein.
Die Stellung des Suchers ist zu controliren bez. zu justiren.

§ 3-
Kurz vor dem Beginn der Totalität schütze der Be-
obachter sein Auge und beginne mit der Beobachtung erst
auf ein Zeichen des am photographischen Fernrohr beschäf-
tigten Beobachters. Nach Eintritt der Totalität ist zunächst
der Spalt mit Hülfe des Suchers auf die hellste Stelle der
Corona zu richten, und nun sind folgende Punkte zu beachten:

1. Sind ausser der Coronalinie 1474 Kirchhoff noch andere
helle Linien, die Wasserstofflinien, D^ u. s. w. sichtbar?

2. Ist durch allmähliche Entfernung des Spaltes von dem
Sonnenrande zu bestimmen, wie weit jene hellen Linien
im Spectrum sichtbar sind, und ob sie ihre relative In-
tensität stark verändern. Die Entfernungen vom Sonnen-
rande sind durch Schätzungen im Sucher zu bestimmen.

3. Ist ein continuirliches Spectrum der Corona vorhanden
und lassen sich Fraunhofer'sche Linien erkennen? In
welcher Entfernung vom Sonnenrande ist das vermuthete
continuirliche Spectrum am hellsten?

B. Photographische Arbeiten am grossen

Instrument.

§ I-

Die parallaktische Aufstellung des Instruments- ist sorg-
fältig zu berichtigen, der Gang des Uhrwerks und die Lage
des Suchers sind zu justiren. Durch Aufnahmen von Sternen
werde nochmals die normale Beschaffenheit der Cassette ge-
prüft, und wiederholt sind in der Lage, die das Instrument

133

während der Totalität einnehmen wird, die Manipulationen
beim Beobachten der Erscheinung auszuführen und einzuüben.
Diese Einübungen sollen sich nicht nur auf das Exponiren
erstrecken, sondern auch einigemal mit dem Ansetzen der
Cassette an das Fernrohr beginnen. Hierbei muss mindestens
noch ein Beobachter hülfreiche Hand leisten.

§ 2.

Am Abend vor den Beobachtungen sind die Platten in
die Cassette einzulegen, zu numeriren und mit einem Orien-
tirungsstrich zu versehen. Bei dieser Manipulation hat min-
destens noch ein Mitglied der Expedition zugegen zu sein.
Der die Ocularhülse abschliessende Deckel in der Cassette ist
fest und sicher anzuschrauben. Die Cassette wird in dem
Packkasten, gut vor Licht geschützt, bis zum Morgen bewahrt
und erst kurz vor Beginn der Finsterniss an da$ Fernrohr an-
gebracht. Der Beobachter muss dafür Sorge tragen, dass das
Instrument durch einen Schirm vor directer Bestrahlung der
Sonne geschützt ist. Einige Minuten vor dem Eintritt der
Totalität ist das Uhrwerk in Gang zu setzen und der Schirm
zu entfernen. Der Verlauf der Verfinsterung ist im Sucher
zu verfolgen.

Unmittelbar vor Beginn der Totalität ist der Schieber
der Cassette herauszuziehen. Der Eintritt der Totalität ist den
anderen Beobachtern zu annonciren, und sodann ist mit den
Expositionen zu beginnen. Von den 8 Platten sind drei un-
empfindlich und fünf sehr empfindlich. Die Expositionsdauer
für die unempfindlichen Platten sind i, 3, 5 Secunden, für
die empfindlichen i, 2, 5, 10 und 20 Secunden, und zwar:

Nr. I unempfindlich 3 Secunden,

2 empfindlich 5 »

3 empfindlich 10 »

4 unempfindlich i »

5 empfindlich 20 »

6 unempfindlich 5 »

7 empfindlich 2 »

8 empfindlich i Secunde.

(Die Objectivklappe ist bei den Expositionen möglichst sanft
zu öffnen und zu schliessen.)

Unmittelbar nach Beendigung der letzten Aufnahme ist
der Schieber zu schliessen und der Schirm vorzustellen, damit
direcle Sonnenstrahlen das Fernrohr nicht treffen. Auch wird
es vortheilhaft sein, die Cassette vor und nach der Exposition
mit einem leichten dunklen Tuch zu schützen. Die Cassette
ist möglichst bald unter Assistenz der beiden anderen Expe-
ditionsmitglieder abzunehmen und sofort zu verpacken. Erst
in der folgenden Nacht (auch wenn ein zu verdunkelnder

134

Raum vorhanden wäre) sind die Platten im Beisein der bei-
den anderen ExpeditionsmitgHeder herauszunehmen und sorg-
fältig für den Rücktransport in der Werthkiste zu verpacken.

§ 3.

Unter geeigneten Verhältnissen steht es nach vorherge-
gangener Einigung mit den anderen Expeditionsmitgliedern
dem Chef der Expedition frei, über die Entwickelung einiger
der photographischen Aufnahmen und deren Vervielfältigung
an Ort und Stelle zu entscheiden.

§4..

Der Beobachter hat sich mit einer gut brennenden La-
terne zu versehen, die so zu stellen ist, dass ihr Licht die
Rückfläche der Cassette bescheint.

C. Photographische Aufnahmen mit der kleinen
Camei*a, Zeichnungen von der Corona.

Die kleine Camera ist während der Verfinsterung so
zu richten, dass das Sonnenbild während der Totalität auf
die Mitte der Platte kommt. Kurz vor der Totalität werde
der Schieber der Cassette aufgezogen und die Cassette mit
einem leichten Tuch bedeckt; bei windigem Wetter ist dieses
Tuch etwas zu befestigen. Die Exposition soll, unter Voraus-
setzung günstiger Witterungsverhältnisse, I bis i^/a Minute be-
tragen. Nach Vollendung der Totalität ist der Cassetten-
schieber zu schliessen.

§2.

Der Beobachter stelle sich so auf, dass er, um das
Auge möglichst zu schützen, Deckung hinter einem Schirm
oder einer Thür finde. Das Hauptaugenmerk bei der An-
fertigung der Zeichnung ist auf eine richtige Wiedergabe der
äusseren Umrisse und der Lage etwaiger Strahlen der Corona
zu richten. Zur Erleichterung der Orientirung kann die Schirm-
oder Thürkante dienen; auch kann leicht eine abgelothete
Latte errichtet werden.

Unmittelbar nach dem Ende der Totalität hat der Be-
obachter die Cassette mit der exponirten Platte in Sicherheit
zu. bringen, dann Notizen über die Expositionsdauer zu machen
und eine oder mehrere möglichst getreue Zeichnungen der
P>scheinung nach dem Gedächtniss auszuführen. Die während
der Totalität angefertigten Skizzen dürfen dazu nicht ver-
wendet werden, d. h. es darf keine weitere Ausführung der-
selben stattfinden. Nur das nachträgliche Eintragen von Be-
merkungen auf den Skizzen ist zulässig.

§ 3;

Der Beobachter versäume nicht, sich mit zwei brennenden

135

Lampen zu versehen. Kurz nach der ersten Auffassung der
Erscheinung und nach der Oeffnung des Objectivs der Ca-
mera achte der Beobachter einige Secunden auf die Manipu-
lationen des mit dem grossen photographischen Instrument
arbeitenden Expeditionsmitgliedes.

Die Vorbereitungen zu der Expedition haben meine Zeit,
sowie diejenige der drei Theilnehmer während der Monate
Juni und Juli ausschliesslich in Anspruch genommen. Dieselben
bezogen sich ausser den nöthigen geschäftlichen Verhandlungen
u. s. w. wesentlich auf die Construction und die Aufstellung
des photographischen Femrohrs. Dieses Instrument, vom Me-
chanikus Töpfer in Potsdam hergestellt, bestand aus einem
5 zölligen photographischen Objectiv (Euryskop von Voigt-
länder) mit einer Revolvercassette versehen, welche letztere
nach den Ideen des Dr. Lohse construirt wurde. Die Ein-
richtung der Cassette erlaubte, in möglichst kurzen Zwischen-
räumen nach einander 8 Aufnahmen von beliebiger Exposi-
tionsdauer zu machen; das ganze Fernrohr mit Cassette war
mit einem mit Uhrwerk versehenen parallaktischen Gestell von
Repsold verbunden. Die Lichtstärke und das Gesichtsfeld
des Instruments waren sehr bedeutend, so dass die äussersten
Theile der Corona hätten aufgenommen werden können.

Als Beobachtungsstation war der Expedition von Seiten
der Pulkowaer Sternwarte das in der Gegend von Moskau
gelegene Landgut Schipulino des Petersburger Akademikers
Owsjannikow angewiesen. Zu besonderem Danke ist die Ex-
pedition Herrn Geheimrath Struve verpflichtet für die auf-
opfernde und thatkräftige Unterstützung, die er derselben
hat angedeihen lassen.

H. C. Vogel.

Prag (Professor Safarik).

Im Jahre 1887 erlitten meine Arbeiten grosse Störungen.
Zu Beginn des Jahres war ich zwei Monate krank, und konnte
von Jan. i bis März 11 gar keine Beobachtungen anstellen,
von da an bis April 9 nur spärliche. Im Mai fielen durch
schlechtes Wetter und Wohnungswechsel 3 Wochen fast ganz
aus, in den Herbstferien war ich 3 Wochen verreist.

Dafür konnte ich am 13. Mai mein neues Haus beziehen
imd mich Uebelständen entziehen, die meine astronomische
Thätigkeit seit langem lähmten. Das Haus (422 verlängerte
Krameriusgasse, Weinberge) liegt nahe der Südgrenze der
Gemeinde, völlig isolirt inmitten ausgedehnter Gärten, und
wird nur von mir bewohnt. Die Hauptfronte ist nach Südost
gekehrt und trägt anstatt des Daches eine feste in Traversen

136

gewölbte Terrasse von i6 Meter Länge und 6 Meter Breite.
Von oben, lo Meter über dem Gartengrunde, hat man über
mehr als die Hälfte des Umkreises freie Aussicht bis zum
fernen natürlichen Horizonte, und diese ist vor Schmälening
durch Neubauten so gut wie gesichert; nur im nördlichen
Drittel ragen in 200 Meter Entfernung die vordersten Häuser-
reihen der Vorstadt Weinberge etliche Grade über den Ho-
rizont, und drohen langsam näher zu rücken.

Das Westende der Terrasse ist nach drei Seiten frei,
und trägt den Refractorthurm. Dieser ist cylindrisch mit flach
konischem Dache, 4.8 Meter weit, 4.5 Meter hoch, aus Holz
gebaut mit Zink-gedecktem Dache ; der bewegliche, 2.6 Meter
hohe Obertheil hat einen durchgehenden Einschnitt von
0.80 Meter Weite. Das Drehdach ist nicht befriedigend ge-
rathen, und muss im nächsten Frühjahre umgeändert werden,
weshalb ich auch den 6 zölligen Refractor noch nicht auf-
stellen konnte. Später soll ein grösseres und vollkommeneres
Instrument an seine Stelle treten.

Der östliche Thurm, 3 Meter weit und 2.5 Meter hoch,
mit durchgehendem festen Einschnitte von 0.60 Meter Weite,
ist für Passageninstrument und Pendeluhr bestimmt, welche
im Frühjahre 1888 aufgestellt werden sollen.

Als Coordinaten meines Meridianraumes nehme ich vor-
läufig an 6* östlich und 58'' südlich von der Universitäts- Stern-
warte, somit

Pw = — o*» 57"» 48« ß= + 50° 4' 2i'\

Meine Arbeiten waren auch diesmal ganz auf veränder-
liche Sterne beschränkt. An 106 Tagen erhielt ich ,1630 Hel-
ligkeitsbestimmungen von 79 bekannten und benannten Ver-
änderlichen, und von 65 in Untersuchung genommenen ano-
nymen Sternen. Von den ersteren folgt unten eine Uebersicht,
von den letzteren, die z. Th. bestimmt veränderlich sind, will
ich erst Bericht erstatten, wenn einigermassen sichere Ergeb-
nisse vorliegen werden.

Ausserdem habe ich Vesta an 6, Ceres an 15, Juno
an 15 Abenden mit Sternen der Durchmusterung verglichen,
wobei die Karten der südlichen Durchmusterung sofort zur
Auffindung eines neuen Variabilis im Cetus führten.

Ferner habe ich die Mondfinsternis s August 3 bei
heiterem Himmel und scharfer Zeitbestimmung beobachtet,
und zahlreiche Eintritte und Austritte erhalten, welche mit
den Momenten von Herrn Schur in Göttingen und Herrn
Wcinek in Prag gut stimmen.

Zum 18. August begab ich mich nach Alienstein in Ost-
proussen, um die totale Sonnenfinsterniss zu sehen, und
wo möglich Beobachtungen über die Vcrtheilung der Licht-

137

stärken in der Corona anzustellen; aber der Himmel blieb
während der ganzen Dauer der Erscheinung dick bewölkt.

Uebersicht der Beobachtungen.

R Andromedae

2 Abende

U Geminorum

32 Abende

R Aquarii

g Herculis

S —

R Aquilae

R Arietis

T —

U -

» ■

R Aurigae

R Hydrae

R Bootis

S —

T -

R Camelopardi

R Leonis

T Cancri

T —

U —

R Leonis min.

R Canis minoris

R Leporis

R Librae

R Cassiopeiae

S —

R Lyncis

T —

S Orionis

jU Cephei

(T) -

R —

R Persei

S —

T —

T -

0 Ceti

R Sagittarii

R —

S —

T —

R Coronae

T Serpentis

S —

X Tauri

T —

R —

S —

R Crateris

/ Cygni

P —

V — .

R —

R Ursae maj.

S —

S — —

U —

T — —

R Ursae min.

R Delphini

T Virginis

S —

U —

T -

R Draconis

R Geminorum

Ceres

S -

Juno

T -

Vesta

6
Safarik,

Vierteljahrsschr, d. Astronom. Gesellschaft. 23.

138

Strassburg.

Die Verwaltung und Direction der Sternwarte ist auch
während des grössten Theils des abgelaufenen Jahres von
dem Observator Herrn Dr. Kobold geführt worden; am i. De-
cember wurde die Directorstelle wieder definitiv besetzt und
dem Unterzeichneten übertragen. Die übrigen Personal Ver-
hältnisse sind dieselben geblieben.

Ueber Aenderungen an den Instrumenten und Einrich-
tungen der Sternwarte im Jahre 1887 ^st folgendes zu be-
richten. Die Schwierigkeiten, welche sich der Einstellung des
Nadirs am Meridiankreise in den letzten Wintermonaten ent-
gegenstellten, haben uns veranlasst, die bisherige Aufstellung
des Quecksilberhorizontes (auf dem Fundament unterhalb des
Fussbodens des Saales) zu verlassen und denselben bei jedes-
maligem Gebrauch auf ein Brett zu stellen, welches unmittel-
bar unter dem senkrecht gerichteten Objectiv auf drei in die
Pfeiler eingegipsten Bolzen aufgelegt wird. Es ist dadurch
erreicht worden, dass das Bild der reflectirten Fäden sehr
viel schärfer ist als zuvor, da die hauptsächlichste störende
Ursache, die ich in der Differenz der Temperatur der Luft
im Saale und in dön Fundamenten, und in den dadurch be-
dingten Luftströmungen suchen zu müssen glaubte, wegfällt.
Allerdings entspricht auch jetzt die Ruhe und Schärfe des
Bildes noch nicht allen Anforderungen, die man bei der Lage
der Sternwarte billiger Weise stellen darf; wahrscheinlich
sind noch kleine Mängel in der Isolirung vorhanden, denen
nach Abschluss der gegenwärtigen Beobachtungsreihe nach-
gespürt werden soll. Die seit Anfang 1887 eingeführte
elektrische Beleuchtung der Miren hat sich vortrefflich be-
währt, die Bilder sind von ausgezeichneter Schärfe und bei
Tag und Nacht gleich gut einzustellen. Wir haben daher
die gleiche Beleuchtung der Miren für das Altazimuth ein-
richten lassen, für welches dies um so nothwendiger ist, als
die an diesem Instrument anzustellenden Beobachtungen des
Mondes und der unteren Planeten grösstentheils in die Zeit
der Dämmerung fallen. Der Satz von Ocularen für den grossen
Refractor wurde um ein Ocular von i Pariser Zoll Aequi-
valent-Brennweite von Hartmann & Braun in Bockenheim
vermehrt, welches sich durch grosse Klarheit auszeichnet.

Die Bibliothek hat im vorigen Jahre einen Zuwachs
von 1 20 Nummern erhalten ; die neue Catalogisirung ist in
befriedigender Weise fortgeschritten und wird binnen wenigen
Monaten vollendet sein.

Die Beobachtungen am grossen Refractor haben sich
im Jahre 1887 vorzugsweise auf die Trabanten der drei

139

äussersten Planeten und auf die Verfolgung der Cometen er-
streckt, auch sind einige Nebelbeobachtungen gemacht wor-
den. Es wurden von Herrn Dr. Kobold beobachtet:
Mimas 4 mal, Titan 9 mal

Enceladus 9 > Japetus 3 >

Tethys 6 » Titania 9 »

Dione 3 » Oberon 9 »

Rhea 5 » Neptunstrabant 6 »

ferner wurden Beobachtungen erhalten:
4 des Cometen Finlay 1 886 VII (bis März 1 9)
3 » » Bamard 1886 IX (zwischen Febr. 6 u. April 20)

10 » » Brooks 1887 II ( » Jan. 25 u. April 16)

3 > » Barnard 1887 III ( * Febr. 23 u. März 14)

11 » » » 1887 IV ( » Mai 15 U.Juli 24)

4 » » Olbers (seit August 27).
Sternbedeckungen wurden beobachtet:

4 Eintritte heller Rand, 3 Eintritte dunkler Rand,
4 Austritte heller Rand, 9 Austritte dunkler Rand
und während der Mondfinsterniss August 3 i Eintritt und
4 Austritte.

Die periodischen Fehler der Mikrometerschraube wurden
auf Veranlassung von Herrn Dr. Kobold durch Stud. Risten-
part untersucht und verschwindend gefunden; zur Bestim-
mung des Werthes einer Revolution und seiner Abhängig-
keit von der Temperatur hat Herr Dr. Kobold den Perseus-
bogen 7 mal ausgefnessen.

Die Meridiankreisbeobachtungen sind auch im vorigen
Jahre vorzugsweise von dem Assistenten Herrn Dr. Wisli-
cenus, unter gelegentlich^ Beihülfe des Hülfsassistenten Herrn
Kaufmann oder des Herrn Dr. Kobold für die Ablesung der
Mikroskope bei den Sonnenbeobachtungen, gemacht worden.
Bei zweimaliger, im ganzen achtwöchentlicher Abwesenheit
des Herrn Dr. Wislicenus trat Herr Kaufmann als Meridian-
beobachter ein. Die Thätigkeit an diesem Instrument wurde
auf den Abschluss der Beobachtungen der südlichen Anhalt-
steme concentrirt, der auch in der Hauptsache (es fehlen
gegenwärtig noch 18 Beobachtungen von 11 Refractions-
sternen zwischen 7** und 16^) als erreicht angesehen werden
kann. Hierzu kamen als weitere regelmässige Beobachtungs-
objecte Sonne, Mond, die grossen Planeten und eine Anzahl
theils hier, theils anderwärts benutzter Vergleichsterne. Eine
Uebersicht über die erlangten Beobachtungen gibt die folgende
Zusammenstellung:

Anzahl der Beobachtungstage 201

» » Sternbeobachtungen 3 151

» » Beobachtungen der Sonne 145

10*

140

Anzahl der Beobachtungen des Mondes 79

» » > des Mercur 5

» » » der Venus 25

» » » des Jupiter 35

> » » des Saturn 21

» > » des Uranus 11

» » » des Neptun 14.

Das Azimuth des Instruments wurde durch die Beob-
achtung von 186 Culminationen des Polsterns a Ursae mi-
noris bestimmt, die Miren wurden je 352 mal eingestellt.
Zur Ermittelung der Neigung der Axe sind 421 Beobach-
tungen des reflectirten Fadenbildes und 121 Nivellirungen
mittelst des Niveaus gemacht worden. Der CoIIimationsfehler
wurde 130 mal, nämlich 48 mal durch den Südcollimator,
28 mal durch die Nordraire, 27 mal durch beide Collimatoren
und 27 mal durch Reflexbeobachtungen bestimmt. Nadir-
messungen zur Ermittelung des Zenithpunktes des ausschliess-
lich benutzten 2' Kreises' sind 393 gemacht worden. Die
Biegung in der zweiten Lage von Objectiv und Ocular ist
wiederholt durch CoUimatoreinstellungen bestimmt worden.

In die Messungen des Sonnendurchmessers am Helio-
meter und die zugehörigen Untersuchungen über Focus und
Scalenwerth haben sich hauptsächlich die Herren Dr. Kobold
und Kaufmann getheilt, eine geringere Anzahl von Beobach-
tungen ist von dem Meridianbeobachter Herrn Dr. Wislicenus
beigesteuert worden. Es entfallen auf* die einzelnen Be-
obachter :

Messungen des Messungen von Focusbestimmungen Mit Einstellungen

Sonnendurchmessers. Sterndistanzen, an Doppelsternen, des CoUimators.

Kobold 115 26. " 30 26

Wislicenus 16 15 8 3

Kaufmann 106 30 34 30.

Die bereits 1886 an demselben Instrument von Herrn
Kaufmann begonnene Reihe von Messungen von Kernflecken
zur Untersuchung der Refraction auf der Sonne ist im letzten
Jahr dem Abschluss näher gebracht worden. Die Beobach-
tungen, im ganzen 142 Messungen, vertheilen sich auf 13 Flecke.

Am Passageninstrument von Cauchoix hat Herr Dr. Wis-
licenus seine bereits im vorigen Bericht erwähnten Unter-
suchungen über den absoluten Fehler bei Durchgangsbeob-
achtungen fortgeführt, er ist gegenwärtig darauf bedacht, den
angewandten Apparat auch für Ränderbeobachtungen brauch-
bar zu machen, und wird die Resultate, zu denen er gelangt
ist, demnächst veröflentlichen.

Am Refractor von 6" Oeffhung wurden von demselben
Beobachter 1 1 Sternbedeckungen, und zwar 2 Eintritte heller

141

Rand, 2 Eintritte dunkler Rand, 3 Austritte heller Rand,
2 Austritte dunkler Rand und während der Mondfinsterniss
August 3 2 Austritte beobachtet.

Ueber den Stand der Reductionen ist folgendes zu be-
merken. Bei den laufenden Beobachtungen wurden wie bis-
her die Registrirstreifen möglichst am folgenden Tage abge-
lesen, auch die Mittel der Mikroskopablesungen gebildet und
die Instrumental fehler, soweit sie zur Reduction der laufenden
Zeitbestimmungen erfordert wurden, berechnet. Was die de-
finitive Bearbeitung der Meridianbeobachtungen anlangt, so
sind nach Abschluss der früher erwähnten Untersuchung über
die Fadendistanzen, deren Ergebnisse noch durch einige ex-
perimentelle Versuche geprüft werden sollen, die sämmtlichen
Antrittsbeobachtungen der Jahre 1882 und 1883 auf den
Mittelfaden fertig reducirt, für die folgenden Jahrgänge ist
die gleiche Reduction vorbereitet. Die definitive Ableitung
der Instrumentalfehler für 1882 bis Ende 1884 ist in Arbeit.

Die Beobachtungen am grossen Refractor, insbesondere
die Cometenbeobachtungen sind, soweit es das unmittelbare
Bedürfniss erforderte , sogleich mit genäherten Oertern der
Vergleichsterne reducirt worden. Auch hat Herr Dr. Kobold
die definitive Bearbeitung dieser und seiner früheren Beob-
achtungen durch Untersuchungen über die Coincidenz der
Fäden und den Indexfehler des Positions-Kreises, Berechnung
einer Refractionstafel des Perseusbogens u. a. vorbereitet.

Von den Heliometerbeobachtungen ist zugleich mit der
Reduction der neueren Beobachtungen — so weit sie ohne
Kenntniss der noch durch besondere Untersuchungen zu er-
mittelnden Abhängigkeit der Focallänge von den Angaben
des Metall thermometers ausgeführt werden konnte — die de-
finitive und aus mehrfachen Gründen umständlichere Be-
arbeitung der älteren Jahrgänge durch Herrn Dr. Kobold in
Angriflf genommen. Nachdem einige allgemeinere Unter-
suchungen, die theils den ursprünglichen, 1877 noch in Ge-
brauch gewesenen Positionskreis und die periodischen Fehler
der Mikroskopschraube, theils die Beziehung der Lufttempe-
ratur zu der im Thurm betreflfen, vorausgegangen waren, ist
die Bearbeitung des Jahrgangs 1877 durchgeführt und die
des folgenden Jahres begonnen worden; ebenso ist von den
neueren Beobachtungen der Jahrgang 1886 fertig gestellt.
Wir hoffen mit der Publication der älteren Beobachtungen
im Laufe dieses Jahres beginnen zu können.

E. Becker.

142

Taschkent.

Pendant Tannee pass6e il n'y a eu aucun changement
dans le personnel de TObservatoire. Seulement une longue
absence de Mr. Pomerantzeff a produit un peu d'affaiblisse-
ment dans l'activite de retablissement.

Les travaux accomplis par TObservatoire sont:

1. Mr. Zalessky a d6termin6 de nouveau la latitude de
la ville Vernoe. Son resultat ne diff^re de ceux de MM. Pome-
rantzeff et Schwarz que d'erreurs d'observation. Cela prouve
que le terrible tremblement de terre du 9 juin 1887 n'a pas
change sensiblement la densite des couches souterraines ou
du moins il n'a.pas influe sur le plomb dans la direction du
m^ridien de la place. Aux mois de mai et de juin le meme
observateur a fait une serie d'observations pour la nouvelle
dt^termination de la latitude de TObservatoire. Pour ce but
fut employe le transportable Instrument universel de Mr. Kern.
Le resultat se base sur les observations de sept paires d'e-
toiles choisies tellement que leurs distances zönithales etaient
de 10° jusqu'ä 70°. Pour excepter les erreurs systematiques
de la graduation, chaque paire etait observee 8 fois, en chan-
geant quatre fois le Heu du z6nith. Ainsi le resultat des ob-
servations des 56 paires donne pour latitude du cercle m6-
ridien

«3P=4iO i9'3i-'35±o-'o5-

2. Le refracteur de FObservatoire fut employe principa-
lement pour les observations des taches solaires. La methode
de ces observations (^tait la meme que les annees preceden-
tes. La table suivante contient la statistique de ces obser-
vations.

Mois

Nombre desJNombre des

jours d'ob- | taches
servation observ6es

Janvier .
Fövrier . ,
Mars

Avril . ,
Mai . .
Juin . .
Juillet .
Aoüt .
Septembre
Octobre
Novembre
D^cembre ,

104

251

568

143

A Taide du m^me instrument Mr. Zalessky observait les
occultations d'^toiles aussi regulierement que c'etait possible.
Les ^toiles observ6es 6taient au nombre de 42 ; sept d'entre
elles ont etc observees en deux phases.

Le cercle meridien fut employe par Mr. PoraerantzefF
pour determiner les positions d'^toiles de comparaison. Le
nombre general des etoiles observ6es etait

etoiles i determiner ... 47
» fundamentales . . . 35

> polaires 11.

Pour faire un coup de canon k midi Mr. Zalessky d^ter-
minait aussi comme auparavant le temps. Le nombre des
observations ^tait 65. II a aussi examine la compensation
de 10 chronom^tres et de 8 ancroi'des.

3. Mr. Schwarz faisait tous les dix jours les observations
des Clements magn^tiques absolus, en employant les memes
m^thodes et instruments que les annees pr6cedenles.

4. Les observations m6t6orologiques etaient faites tous
les jours k y^ du matin, i^ et 9^ apr6s midi aussi qu'Ä midi
de Green wich. Les r6sultats annuels sont:

La pression de l'air .... 720.2 mm

La temperature +14^1 C.

La pression des vapeurs . . . 7.0 mm

L'humidite 57%

La quantit6 de nuages . . . 0.40

La somme de precipit6s . . . 256.1 mm

L'^vaporation de Teau i l'ombre 1415.0 mm

Enfin rObservatoire cette ann^e, comme auparavant,
dirigeait Pactivit6 de toutes les stations m6t6orologiques de
Tourkestan.

Une partie de travaux de TObservatoire est imprimee
dans les „Astronomische Nachrichten", l'autre n'est pas en-
core terminde. Outre cela, dans les M6moires de la Section
Topographique de TEtat-Major fut imprim6 : H. Pomerantzeflf,
Les observations hypsomctriques de Mr. Rodioneff dans la
partie Orientale du Khanat de Bokhara (en russe).

Sont sous presse:

1. La seconde livraison des M(imoires de l'Observatoire.

2. Les observations mdteorologiques faites par les sta-
tions de Tourkestan en 1885 et 1886.

Est prepare pour la presse:

H. PomerantzefF, Le r6seau polygonom6trique de la
ville de Tachkent.

H. Pomerantzeff.

144

Upsala (1885— 1887).

Die Instrumente und die Beobachtungsräume der Stern-
warte sind mit Ausnahme des 9 zölligen Refractors und dessen
Kuppel, welche in unverändertem Zustande geblieben, jetzt
im besten Zustande. Hoffentlich wird es meinem Nachfolger
gestattet sein, in der nächsten Zeit er^vünschte Verbesserungen
in der Kuppel vornehmen zu können.

Ausser dem Refractor sind gegenwärtig die Hauptinstru-
mente der Sternwarte:

Durchgangsinstrument (vom Jahre 1882) und Vertical kreis
(vom Jahre 1887), beide von Repsold — gebrochene Axen, 96 mm
Objective — in derselben Meridianöffnung aufgestellt.

Durchgangsinstrument von Steinheil, 54 mm Objectiv —
die Montirung in Upsala ganz umgebaut — im ersten Ver-
tical aufgestellt.

Para Hak tisch montirter Refractor von Simms mit Fugal-
uhr und 4 zölligem Objective — seit 1882 mit einem ZöUner-
schen Photometer von Ausfeld verbunden — in der Wacker-
barth'schen Kuppel aufgestellt.

Pendeluhr von Hohwü (34) seit dem Jahre 1882; eine
ältere astronomische Pendeluhr; 3 Chronometer; 2 elektrische
Registrirapparate mit einer dazu gehörigen Pendeluhr; 3 elek-
trische Zeigerplatten mit Pendeluhr, sowie eine Pendeluhr für
bürgerliche Zeit.

Zu der Instrumentensammlung gehören überdies : einige
tragbare Fernröhre und andere kleine, neuere oder ältere,
Messinstrumente. Sowohl im Meridian wie auch im ersten
Vertical sind terrestrische Miren vorhanden — Entfernungen
von dert Instrumenten bez. 4030 und 980 Meter.

Die gegenwärtige Instrumentirung des Meridianzimmers
ist eigentlich mehr infolge äusserer zufälliger Verhältnisse, als
eines vom Anfange an leitenden Gedankens entstanden. Das
Meridianzimmer war von meinem Vorgänger, dem Gründer
der Sternwarte, für einen Meridiankreis von nur 4 Zoll Oeff-
nung berechnet; mit seinem schweren Dache, dicken Mauer-
wänden, schmaler Dachöffnung, kleinen Dimensionen u. s. w.
ist dieses Zimmer auch schwerlich für ein grösseres Instru-
ment verwendbar. Die Breite der Dachöffnung ist wohl in
den letzten Jahren verdoppelt worden, damit ist aber natürlich
bei weitem nicht genug gewonnen. Hätte ein Meridiankreis von
zeitgemässen Dimensionen hier in Frage kommen können, so
wäre es, meiner Meinung nach, für die Aufstellung desselben
auch nöthig gewesen, das alte Zimmer durch ein ganz neues,
zweckmässigeres zu ersetzen, sowie die Fundamente gründlich
zu revidiren. Da aber dies alles infolge der begrenzten dis-

145

poniblen Geldmittel unterbleiben musste, und bei meiner
Uebemahme des Directorats vor etwa lo Jahren nicht einmal
ein nennenswerthes Instrument für Zeitbestimmung zur Dis-
position war, so schien es mir ganz unabweislich, wenigstens
diesen Mangel mit den disponiblen Mitteln so gut wie möglich
zu heben. Infolge der Verhältnisse beschloss ich also, so-
gleich ein Durchgangsinstrument von ß'/a Zoll Oeffnung für
den Meridian zu bestellen und zugleich für die Anschaffung
eines nicht allzu kostbaren Verticalkreises von denselben op-
tischen Dimensionen wenigstens Vorbereitungen zu treffen.
Wie oben erwähnt, ist jetzt endlich nach langem Warten auch
ein solches Instrument gewonnen.

Nach allem bin ich der Ueberzeugung, dass das jetzt
vorhandene Instrumentensystem — obgleich anspruchslos in
den Dimensionen — das beste und anwendbarste ist, welches
überhaupt unter den gegebenen Verhältnissen angeschafft
.werden konnte. Infolge der kleineren Dimensionen der In-
strumente wird man einerseits hinsichtlich der Wahl des
Beobachtungsgegenstandes wohl in vielen Fällen ziemlich
begrenzt; andererseits gewähren ohne Zweifel gerade die
kleineren Dimensionen zusammen mit der Art und der An-
wendung dieser Instrumente grosse Vortheile, da die Instru-
mentalfehler wenigstens principiell hier möglichst vollständig
aus den Resultaten eliminirt werden sollten.

Kommt man später in die Lage, einen zeitgemässen
Meridiankreis anzuschaffen, und wird im Zusammenhang damit
möglicherweise ein Neubau des Meridianzimmers beschlossen,
so behalten doch die jetzigen Instrumente unzweifelhaft ihren
Werth — das Durchgangsinstrument wird z. B. ein sehr pas-
sendes Instrument für den ersten Vertical; und der Vertical-
kreis wäre dann in einem Bretterhause ausser dem Haupt-
gebäude leicht unterzubringen, wo dieses interessante Instru-
ment immer zu nützlicher Anwendung kommen könnte.

Die Leistungen des Durchgangsinstrumentes sind jetzt
im ganzen befriedigend, obgleich ich mit der Repsold'schen
Montirung des Centralprismas nicht ganz einverstanden bin,
auch fehlt eine besondere Collimationsschraube. Bei Be-
nutzung des Instrumentes habe ich übrigens in jeder Hinsicht
von der leichten Umlegung und von dem Vorhandensein einer
Mire Nutzen gezogen. Die Collimation wird immer durch
Umlegen und Einstellen auf die Mire bestimmt, das Azimuth
durch die Mire erhalten, aber fast immer durch Beobachtungen
von Sternen controlirt. Da es sich erwiesen, dass durch Um-
hängung des Niveaus die Neigung nicht sicher zu erhalten
ist, so wird dieselbe durch Ablesung des Niveaus in beiden
Lagen der Axe bestimmt, wobei also das Niveau immer un-

146

verändert auf der Axe hängfen bleibt. Die Biegung der Axe
(des Prismas) wird jetzt immer aus Durchgängen von Zeit-
sternen in beiden Lagen der Axe bestimmt, wo die Durch-
gänge vorher für Neigung, Collimation und Azimuth verbessert
werden, und die Biegung zwischen engeren Grenzen als pro-
portional dem Cosinus der Zenithdistanz angenommen wird.

Die Polsterne werden jetzt ausschliesslich zur Azimuth-
Bestimmung (der Mire) gebraucht, und immer dieselben Fäden
in beiden Lagen der Axe combinirt, wo also (abgesehen vom
Azimuth) die Mittel für Neigung verbessert unmittelbar die
richtigen Durchgangszeiten geben. Die Durchgänge der Soa-
nenränder werden ähnlich beobachtet, da auch hier für Um-
legung geraume Zeit vorhanden ist.

Die Variationen der Collimation und des Azimuths sind
langsam und nicht von grösserem Betrage. In der Neigung
der Axe kommen trotz aller Vorsichtsmassregeln noch immer
systematische, wenn auch keine erheblichen Variationen vor.
Die Fadenbeleuchtung wird durch 2 entfernte Lampen in der
Ost- West-Richtung auf beiden Seiten des Instruments bewirkt;
eine von diesen Lampen beleuchtet mittelst Spiegel auch das
Niveau; für den Einstellungskreis wird eine Handlampe an-
gewandt. Die Mire wird sowohl für Collimation wie für Azi-
muth, so oft das Wetter es erlaubt, systematisch wenigstens
einmal jeden Tag abgelesen. Im Jahre i886 wurden z. B.
500 Mirenablesungen, im Jahre 1887 etwa 330 erhalten. Mit
Nachtbeobachtungen auf die entfernte Mire sind Versuche
gemacht, und können solche wahrscheinlich ohne grosse
Schwierigkeiten systematisch angeordnet werden.

Der Verticalkreis, welcher im Laufe des vergangenen
Sommers aufgestellt wurde, ist in Ermangelung von Arbeits-
kräften noch zu keiner regelmässigen Anwendung gelangt, so
dass von dessen näheren Verhältnissen und seiner Leistungs-
fähigkeit bis jetzt nichts Näheres bekannt ist.

Der feine Höhen kreis ist drehbar und nur mit 2 Mikro-
skopen versehen ; ein besonderer Einstellungskreis ist vorhanden.
Das Ocular (am Ende der Rotationsaxe), die Mikroskope für
beide Kreise, das Kreisniveau und der Schraubenkopf für feine
Bewegung sind alle auf derselben Seite des Instruments an-
gebracht, so dass der Beobachter alle dahin gehörigen Ope-
rationen ausführen kann, ohne seinen Platz am Ocularende
zu verlassen. Der kleine Horizontalkreis mit Lupe ist für
seinen begrenzten Zweck hinreichend. Das Instrument, mit
gusseisemem Stativ versehen, ist sehr stark gebaut, hat kein
Ocular-Mikromeler und ist für Umlegung nicht construirt. Die
Neigung der Horizontalaxe wird durch ein Stellniveau, und
die Collimation der optischen Axe für den hiesigen Zweck

wohl hinreichend genau mit Anwendung der Mire und des
Horizontalkreises, da dessen Excentricität als bekannt voraus-
gesetzt wird, bestimmt. Eine am eisernen Stative befestigte
kleine Lampe mit einem Spiegelsystem beleuchtet sowohl das
Feld als die beiden Höhenkreise. Für Beleuchtung des Kreis-
niveaus und der Mikroskopköpfe sind feste Lampen im Beob-
achtungszimmer angebracht, so dass eine Handlampe nur bei
Einstellung des Horizontalkreises nötliig wird. Es ist also
unzweifelhaft, dass das Instrument sich als sehr bequem be-
währen muss, welche Vermuthung auch schon durch einige
von Dr. Charlier angestellte Versuchsbeobachtungen bestätigt
worden.

Die Instrumentenpfeiler, sehr sorgfaltig aus besten Back-
steinen aufgemauert und oben mit starken Sandsteinplatten
abgeschlossen, sind erstens mit Zinküberzügen versehen, und
übrigens gegen Temperaturvariationen und Erschütterungen
möglichst geschützt. Die Instrumente sind zwischen den Be-
obachtungen in bewegliche Instrumentenhäuser eingeschlossen.

Bei dem Vertical kreise wird nach einem Chronometer
beobachtet, bei dem Durcbgangsinstrument dagegen immer
ein Registrirapparat angewandt. Dieser Apparat, in einem
entfernten warmen Zimmer aufgestellt, wird durch gehörige
Vorrichtungen vom Meridianzimmer aus in Gang gesetzt, arre-
tirt, und in seiner Arbeit controlirt. Der Instrumentenpfeiler
ist mit zwei festen elektrischen Tasten versehen. Nahe beim
Durchgangsinstrumente ist die Normalpendeluhr (Hohwü 34)
in einer Nische aufgehängt.

Das fragliche Instrumentensystem wird, wie ich mir ge-
dacht habe, besonders für Sonnenbeobachtungen nicht ohne
Interesse sein. Die Schwierigkeit in der Anwendung, welche
damit zusammenhängen sollte, dass beide Instrumente in der-
selben Meridianöffnung stehen, dürfte hier hauptsächlich aus
dem Grunde von geringerer Bedeutung sein, dass Messungen
mit dem Verticalkreise nicht genau im Meridiane ausgeführt
werden. Ich habe die Instrumente durch eine leichte Bretter-
wand mit Klappen geschieden, und im Zusammenhang damit
ein für alle Jahreszeiten passendes Sonnenschirmsystem ap-
tirt. Es ist schon durch Versuche erprobt worden, dass
gleichzeitige Beobachter an den beiden Instrumenten einander
überhaupt gar nicht stören — und, so viel ich voraussehen
kann, werden Sonnenbeobachtungen mit besagten Anord-
nungen leicht ausführbar sein. Uebrigens ist mein Instru-
mentensystem auch für Mondbeobachtungen und für Beobach-
tungen der grossen Planeten mit Vortheil anwendbar. Bei
Sternbeobachtungen ist dessen Anwendung wohl mehr be-
grenzt; solche Probleme, wie Refractionsstudien und funda-

148

mentale Polhöhen-Bestimmungen können jedoch ohne allzu
grosse Beschränkungen mit unserem Vertica] kreise aufge-
nommen werden.

Die Normaluhr von Hohwü erfuhr im Sommer 1886 eine
letzte Revision, indem das Werk und das Pendel vom ühr-
schranke vollständig isolirt auf einer starken gusseisernen Platte
befestigt wurden. Die 2 cm dicke Platte ist theils vom Haken
des Uhrschrankes gestützt, theils durch 3 starke Eisen-
schrauben in der Mauerwand festgehalten. Bei derselben
Gelegenheit wurde die Uhr für die noch bestehende Ueber-
compensation corrigirt, und es wurde einem fast mikrosko-
pischen Fehler in der Verbindung zwischen dem Haken und
dem Pendel abgeholfen. Berechnung einer neuen Uhrformel
aus 71 beobachteten täglichen Gängen (Juli 1886 — Juli 1887)
hat folgenden Ausdruck für den täglichen Gang gegeben;
jy = — o?i8 -I- 0*00808 (10° — /) — o?oi400 (760 — ö),
wo — o?i8 der mittlere Gang bei + 10° C. und 760 mm Ba-
rometerhöhe ist. Man sieht also, dass die Compensation für
Temperatur jetzt sehr gut ist. Der wahrscheinliche Fehler
im Mittelwerthe — o»i8 der mittleren Gänge ist dt o?oo3,
die grössten Abweichungen dieses Mittel werthes von den in-
dividuellen mittleren Gängen während des fraglichen Jahres
sind bez. + 0*09 und — o?o8. Seit der letzten Revision sind
die Variationen des Pendelbogens nicht bedeutend gewesen.
Während des hier in Rede stehenden Jahres habe ich den
Bogen täglich zweimal beobachtet und dabei als Maximum des
halben Bogens 1^32' und als Minimum 1^29' gefunden, welche
W^erthe aber seltener vorgekommen, während die Minuten-Zahl
sich gewöhnlich zwischen 30' und 31' gehalten hat.

Obgleich ganz competente junge Astronomen zur Ver-
fügung stehen, wurde die Observatorstelle leider bis jetzt
noch immer (vgl. V.J. S. XV, S. 159) nicht besetzt; so ist mit
schwachen Arbeitskräften die Wirksamkeit der Sternwarte auch
ziemlich begrenzt gewesen. Ich war genöthigt, selbst das
Durchgangsinstrument zu übernehmen ; infolge anderer Ar-
beiten und meiner bei vorgerücktem Alter reducirten Arbeits-
kraft wurden die Beobachtungen also in der Hauptsache auf
Zeitbestimmungen (incl. Instrumentenstudien) und relative
Rectascensions- Bestimmungen für Fixsterne beschränkt — bis
jetzt gegen 2000 Beobachtungen von etwa 200 Sternen. In
Ermangelung von Mitteln, die Beobachtungen in geeigneter
Form mitzutheilen, haben dieselben bis jetzt nicht veröffent-
licht werden können. Ausserdem hat der vorige Assistent
Dr. Charlier eine kleinere Reihe Photometer-Beobachtungen
ausgeführt, welche für die Publication fertig sind. Mein Sohn
Schuhz-Steinheil hat mit dem Refractor den Cometen 1884 III

149

(A. N. 2655) beobachtet, und eine Reihe von Mikrometer-Be-
obachtungen an Jupitersmonden mit Anwendung des Registrir-
Apparats ausgeführt; dieselben werden nächstens in den
Astronomischen Nachrichten erscheinen. Dr. Ericsson, vorher
Assistent der Sternwarte, hat letzten Sommer eine systema-
tische Reihe von Beobachtungen im ersten Vertical ange-
fangen, und beweist die gewonnene Erfahrung, dass die zu
seiner Verfügung stehenden anspruchslosen Mittel in seinen
Händen relativ vorzügliche Resultate geben — nur dass diese
Arbeit durch seine ihm als Schullehrer obliegenden Pflichten
allzu sehr begrenzt wird.

Dr. Charlier hat in der letzten Zeit in der Akademie
der Wissenschaften zu Stockholm eine beachtenswerthe Abhand-
lung über den Planeten Thetis und mehrere interessante ma-
thematische Abhandlungen veröffentlicht; daselbst sind auch
Bahnbestimmungen von Larssen und von Olsson für die Co-
meten 1887 VI und 1881 VIII erschienen, und mikrometrische
Bestimmung einiger teleskopischen Sternhaufen von Unter-
zeichnetem. Dr. Ericsson hat so eben über den Cometen
1863 III einen Aufsatz in der Jahresschrift der Upsalaer Uni-
versität veröffentlicht. In den Astronomischen Nachrichten
Nr. 2647 ^^^ A. Lindhagen elliptische Elemente des Cometen
1871 IV mitgetheilt.

Der letzte Assistent der Sternwarte, Dr. Charlier, hat im
vergangenen October eine Reise ins Ausland angetreten und
als Nachfolger meinen Sohn Schultz-Steinheil erhalten.

Die Neuordnung der Bibliothek (vergl. V.J.S.XV, S. 159)
ist seit geraumer Zeit abgeschlossen und wenigstens ein Con-
ceptcatalog über dieselbe entworfen (vergl. V.J. S. XX, S. 136).
Nachdem im Zusammenhang hiermit eine grössere Zahl nicht
astronomischer oder mathematischer Werke der alten Col-
lectionen auf die grosse Universitäts- Bibliothek übertragen
worden, enthält die Bibliothek der Sternwarte gegenwärtig
in runden Summen:

5000 Bände,

70 Karten-Werke,

40 Cartons, gegen 1000 Abhandlungen enthaltend.

Für Anschaffen neuer Bücher und für Buchbinderarbeiten
kann im Mittel nicht leicht mehr als etwa 300 Mark jährlich
ausgegeben werden, so dass die Vermehrung der Bibliothek
hauptsächlich von der Freigebigkeit aus- und inländischer
Wissenschaftsmänner und Institutionen abhängt. Ich benutze
diese Gelegenheit, um im Namen der Universität den Wohl-
thätern unserer Bibliothek den besten Dank darzubringen und
die Hoffnung auszusprechen, dass es auch meinem Nachfolger

150

vergönnt sein möge, sich einer gleichen Freigebigkeit der wis-
senschaftlichen Collegen zu erfreuen.

Upsala im December 1887.

Hermann Schultz.

Zürich.

Meine eigenen Beobachtungen beschränkten sich wieder
so ziemlich auf Fortsetzung meiner Sonnenflecken-Statistik,
und zwar erhielt ich mit Einbezug der correspondirenden Be-
obachtungen meines Assistenten, Herrn Alfred Wolfer:

1887

Januar .
Februar
März •
April
Mai . .
Juni . .
Juli . .
August .
September
October
November
December

Jahr . . .

Beobach-
tungs-Tage

17
26

31
29
28

24
21

309

Flecken-
freie Tage

Relativ-
zahlen

9
II

4
o

4
II

12.0

13.2

8.1

6.9
20.1

15.7

23.3
21. 1

7.9

7-3

5.6

20.6

13.5

Die Anzahl der fleckenfreien Tage hat sich also gegen-
über dem Vorjahre von 53 auf 86 vermehrt, während die
mittlere Relativzahl von 26.1 auf 13.5 zurückgegangen ist,
und wir scheinen uns nunmehr entschieden dem Minimum
zu nähern.

Von meinen „Astronomischen Mittheilungen" sind seit
dem letzten Jahresberichte die Nummern 69 und 70 ausge-
geben worden, welche von mir, ausser Fortsetzung der
Sonnenfleckenliteratur (Nr. 539 — 62) und des raison nirendeu
Sammlungsverzeichnisses (Nr. 324 — 30), die Uebersicht der
Fleckenzählungen im Jahre 1886 und ihre Vergleichung mit
den Ergebnissen der magnetischen Variations-Beobachtungen,
femer eine Studie über die die Jahre 1844 — 86 beschtagende
Klausthaler Serie der magnetischen Variationen, und einen
kleinen Beitrag zur Geschichte der Uhren enthalten, — von
Herrn VVolfer die Serie 12 der von ihm erhaltenen und

151

berechneten Positionen der Flecken und Fackeln auf der
Sonne (Rotationsperioden 352 — 56, den Monaten Januar bis
Juli 1887 angehörend), die erste seit Remontirung des Re-
fractors.

Nachdem nämlich der Refractor im Januar 1887 wieder
montirt, und seine Aufstellung mehrfach controlirt und be-
richtigt worden war, nahm Herr Wolf er nicht nur als Haupt-
arbeit an diesem Instrumente die • früheren Bestimmungen
heliographischer Oerter von Sonnenflecken neuerdings auf,
sondern fügte denselben als sehr wünschenswerthe Ergänzung
auch die Ortsbestimmungen der Fackeln bei, — ja beab-
sichtigt, nach Eintreffen eines neuen Spectralapparates, auch
die Oerter der Protuberanzen zu ermitteln, und so eine ge-
wisse Vollständigkeit zu erreichen. — Im Berichtjahre sind
an 196 Tagen Beobachtungen möglich gewesen, die sich auf
circa iioo einzelne Fleckenörter in 80 Gruppen, und circa
1700 Fackelörter beziehen. Insbesondere sind im Juli für die
damals vorhandenen normalen Hofflecke einige sehr vollstän-
dige Reihen von Oertern nahe am Sonnenrande beim Ein-
und Austritte erhalten worden. Für die erste Hälfte des
Jahres sind, wie schon oben bemerkt, die Beobachtungs-
resultate bereits publicirt; für die zweite Hälfte ist die Re-
duction bis zum October vorgeschritten, und wird im Laufe
des Sommers vollendet werden können.

Am Kern' sehen Meridiankreise wurde von Herrn Wolfer
bis Anfang Mai der regelmässige Zeitdienst, 35 vollständige
Zeitbestimmungen umfassend, ausgeführt. Mit jenem Zeit-
punkte ist das Instrument, um an demselben eine Reihe
von Proben über neue Beleuchtungseinrichtungen etc. vorzu-
nehmen, ausser Dienst gestellt, und sodann im December de-
montirt worden, um durch Kern in Aarau umgearbeitet zu
werden. Von Anfang Mai an sind deshalb die Zeitbestim-
mungen, 45 an der Zahl, am kleinen Erterschen Meridian-
kreise angestellt worden.

Zum Schlüsse glaube ich noch darauf hinweisen zu
dürfen, dass ich auch im verflossenen Jahre in der ,, Viertel-
jahrsschrift der naturforschenden Gesellschaft in Zürich** die
schon in frühem Jahresberichten erwähnten Briefauszüge und
Notizen fortgesetzt habe, — immerhin meine Hauptthätigkeit
wieder der Redaction meines neuen „Handbuches der Astro-
nomie, ihrer Geschichte und Literatur" zuwendend, die nun
so weit vorgeschritten ist, dass ich demnächst den Beginn
des Druckes in Aussicht nehmen kann.

Rudolf Wolf.

Vierteljahrsschrift der Astronomischen Gesellschaft, 23. Jahrgang,

2. Heft.

Universi tat s- Ruchdruckerei von Carl Georg! in Dontl.

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Die Gesellschaft hat ihr Mitglied

Dr. Ludwig Gruber, Director der Königlichen Cen-
tralanstalt für Meteorologie und Erdmagnetis-
mus in Budapest,
am i8. November 1888 durch den Tod verloren.

Die Abtheilung 55° bis 65° des Zonencatalogs (Zone
Helsingfors-Gotha), bearbeitet von Professor Krueger, ist am
31. October d. J. an den Vorstand eingeliefert worden. Die-
selbe enthält die Oerter von 14680 Sternen; ihr Druck wird
alsbald beginnen, nachdem, wie nahe bevorsteht, der des Al-
bany-Catalogs beendet ist.

Nekrologe.

Friedrich Wilhelm Rudolf Engelmann

wurde am i. Juni 1841 als Sohn des Verlagsbuchhändlers
Wilhelm Engelmann zu Leipzig geboren. Nach Absolvirung
der Thomasschule daselbst Hess er sich 1860 in Bonn als
Student inscribiren. Schon frühzeitig hatte er seinen Nei-
gungen folgend sich für das Studium der Astronomie ent-
schieden, dem er erst zwei Semester in Bonn und dann an
der Universität seiner Vaterstadt oblag. Die Neuorganisation
der Leipziger Sternwarte unter Carl Bruhns bot ihm bald Ge-
legenheity sich auch praktisch als Astronom zu bethätigen.
Gegen das Ende seiner Universitätsstudien trat ei: als Assis-
tent, und sodann mit dem i. April 1863 als Observator bei
der Sternwarte ein. Seine Thätigkeit wandte er hier zuerst
mikrometrischen Messungen am Refractor zu, bis im Jahre 1 866
der Meridiankreis zur Aufstellung gelangte. Von diesem Zeit-

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23. I I

154

punkte ab war er bis zu seinem 1874 erfolgten Abgange von
der Sternwarte hauptsächlich an diesem Instrumente thätig.

Seine erste grössere Publication war 1864 seine Pro-
motionsschrift „Messungen von neunzig Doppelsternen am
sechsfüssigen Refractor der Leipziger Sternwarte." Die damals
am Sechsfüsser begonnenen Doppelstemmessungen setzte er
später am zwölfFüssigen Aequatoreal fort. Zuerst zerstreut in
den Astronomischen Nachrichten veröffentlicht, sind diese
später im ersten Bande der Pubiicationen der Leipziger
Sternwarte nochmals im Zusammenhange gegeben worden.
Zahlreiche Cometen- und Planetenbeobachtungen Engelmann's
weist die genannte Zeitschrift ebenfalls auf. In einer selb-
ständigen Publication unter dem Titel „Resultate aus Beob-
achtungen auf der Leipziger Sternwarte. I. Beobachtungen
am Meridiankreis" veröffentlichte er sodann seine ersten Ar-
beiten am Meridiankreise, die Bestimmung der Positionen der
von Argelander (A. N. Band 65, Nr. 1540) zu gemeinschaftlicher
Beobachtung empfohlenen Sterne. Als laufende Arbeit am
Meridiankreis kam sodann später noch hinzu die Beobach-
tung der Zone von -f~ ^0° t>is +I5°i welche von Engelmann
und Bruhns gemeinsam absolvirt wurde; sie ergab die Po-
sitionen von etwa loooo Sternen. Eine Serie von Nebel -
Positionen publicirte Engelmann in den Astronomischen Nach-
richten. Im Jahre 1868 betheiligte er sich an der deut-
schen Expedition nach Vorderindien zur Beobachtung der
totalen Sonnenfinsterniss. Wurde auch die Beobachtung des
Phaenoraens selbst durch die Ungunst der Witterung vereitelt,
so benutzte Engelmann doch den Aufenthalt in der Gegend
am Aequator zur Anstellung photometrischer Messungen an
südlichen Sternen, deren Resultate er später in den Astro-
nomischen Nachrichten veröffentlichte. Jedenfalls angeregt
durch den Verkehr mit Zöllner beschäftigte er sich auch
neben seinen laufenden Arbeiten am Meridiankreis in Leipzig
des weiteren mit photometrischen Studien, deren Frucht
seine Schrift „Ueber die Helligkeitsverhältnisse der Jupiters-
trabanten" war, mit welcher er sich 1871 an der Universität
Leipzig habilitirte. — Der Krieg des Jahres 1870 liess auch
Engelmann nicht unberührt. Wenn auch nicht als activer
Soldat, so war er doch als freiwilliger Krankenpfleger auf dem
Kriegsschauplatze thätig.

Zu seinem schmerzlichen Bedauern war es Engelmann
nicht vergönnt^ sich dauernd dem rein astronomischen Berufe »
widmen zu können. Ein Bruder, welcher im Verlagsgeschäfte
seines Vaters thätig war und später als dessen Nachfolger
die Leitung der Firma hatte übernehmen sollen, starb, und
Rudolf Engelmann gab den dringenden Bitten seines Vaters

155

nach UDd trat an seiner Stelle mit in die Firma ein. Mit
tiefem Bedauern schied er im Frühjahre 1874 aus seiner
Stellung an der Sternwarte und der Universität, um sich
ganz dem buchhändlerischen Berufe zu widmen. Die neuen
Berufsgeschäfte, deren oberste Leitung er nach dem Tode
seines Vaters selbständig übernahm, absorbirten im Anfange
seine Thätigkeit vollständig, ohne dass er indessen völlig
ausser Berührung mit den astronomischen Kreisen gekommen
wäre ; wies doch schon der Engelmann'sche Verlag eine Reihe
astronomischer Werke auf, deren Zahl sich mit der Zeit nicht
unerheblich vermehrte. Bald war es ihm auch in seinem
neuen Berufe vergönnt, sich der von ihm früher erwählten
Wissenschaft nützlich erweisen zu können. Es hatte schon
lange in seiner Absicht gelegen, dem astronomischen Publicum
Bessel's gesammte Abhandlungen, auch die in Zeitschriften
zerstreuten, bequem zugänglich zu machen, ein Unternehmen,
das keineswegs als gewinnreiche buchhändlerische Speculation,
sondern nur als Ehrensache Engelmann's betrachtet werden
darf. Sobald es ihm seine Zeit gestattete, machte er sich
ans Werk, und bald war es ihm möglich, Bessel's gesammelte
Abhandlungen, in drei stattlichen Bänden vereinigt, seinen
Fachgenossen vorzulegen. Aus dieser Zeit seiner buchhänd-
lerischen Thätigkeit stammt auch seine deutsche Uebersetzung
oder richtiger Bearbeitung von Newcomb's populärer Astro-
nomie.

Auf die Dauer ganz auf die so lange mit Eifer aus-
geübte astronomische Beobachtungsthätigkeit zu verzichten,
konnte sich Engelmann doch nicht entschliessen. Er schritt
daher zum Bau einer nur für seine persönlichen Bedürfnisse
berechneten Sternwarte. In unmittelbarer Nähe der Univer-
sitäts-Sternwarte, nur durch den alten jüdischen Friedhof von
dieser getrennt, erwarb er ein Grundstück, auf welchem er
sein Privatobservatorium errichten Hess. Klein angelegt war
dasselbe doch ganz vorzüglich ausgerüstet mit einem Refractor
Repsold'scher Construction, dessen 7^/2 zölliges Objectiv Al-
van Clark senior noch selbst geschliffen hatte. Im Frühjahre
1882 war der Bau vollendet, das Femrohr in Position ge-
bracht und sofort in Benutzung genommen. Wenn irgend
es seine freie Zeit erlaubte, eilte er zu seiner Sternwarte, um
sich mit dem alten Eifer der Beobachtungsthätigkeit hinzu-
geben. Als Arbeitsfeld hatte er sich wie früher das Gebiet
der Doppel stemmessungen gewählt. Die Resultate seiner
Beobachtungen sind den Lesern aus den letzten Bänden der
Astronomischen Nachrichten bekannt und lassen erkennen,
welch grossen Verlust dieser Zweig der Astronomie durch
Engelmann's frühen Tod erlitten hat. Die persönlichen Qua-

156

litäten des Beobachters treten bei Doppelstemmessungen viel-
leicht mehr als bei andern astronomischen Beobachtungen in
den Vordergrund, und dass Engelmann befähigt war, in dieser
Art beobachtender Thätigkeit mit den Besten seiner Zeit zu
concurriren, dürfte allgemein anerkannt werden.

Wenige Jahre nur durfte sich Engelmann seiner neu
aufgenommenen Thätigkeit erfreuen. Eine an sich gering-
fügige Ursache — ein Schlag seines Reitpferdes gegen das
Bein — warf ihn aufs Krankenlager. Eine hinzugetretene
Lungenentzündung war bereits überwunden und Engelmann
scheinbar in der Reconvalescenz, als am 28. März 1888 ein
Lungenschlag seinem Leben im kräftigsten Mannesaltcr ein
jähes Ende bereitete. — Welchen Ansehens sich Engelmann
in Leipzig erfreute, bewies der fast endlose Zug der Leid-
tragenden, welche ihn zur letzten Ruhestätte geleiteten.

Dass Engelmann nicht nur in seiner Stellung an der
Sternwarte, sondern auch als Buchhändler stets bemüht war,
nach besten Kräften die astronomische Wissenschaft zu for-
dern, dafür werden ihm seine früheren Fachgenossen immer
dankbar sein. Nicht unerwähnt auch mag an dieser Stelle
bleiben, dass Engelmann der Astronomischen Gesellschaft (der
er schon als Theilnehmer an der constituirenden Versamm-
lung in Heidelberg angehörte) als ihr buchhändlerischer Com-
missionär eine Reihe von Jahren hindurch seine Dienste ge-
widmet hat.

B. Peter.

Adolf Drechsler,

Dr. phil. und Königlich Sächsischer Hofrath, ist am 30. Ja-
nuar 18 15 in Waldkirchen bei Zschopau geboren. Er be-
suchte dort von seinem fünften Lebensjahre an die Dorf-
schule, dann nach seiner Confirmation das Gymnasium zu
Bautzen und später die Kreuzschule in Dresden. Nach seiner
auf letztgenanntem Gymnasium bestandenen Maturitätsprüfung
bezog er im Jahre 1836 die Universität Leipzig, um sich hier
theologischen, philosophischen und mathematischen Studien
zu widmen. Im Jahre 1840 bestand er das Candidatenexamen
der Theologie, blieb aber auch fernerhin in Leipzig, um wo
möglich die akademische Laufbahn zu betreten, und wurde
im Jahr 1843 zum Doctor der Philosophie promovirt. Die ge-
ringen Aussichten, welche sich ihm damals in Sachsen für
sein weiteres Fortkommen eröffneten, veranlassten ihn indessen
im Jahr 1846 nach Basel zu gehen, wo er noch einige Zeit
höhere Mathematik und Physik studirte und sich später als
Docent an der dortigen Universität habilitirte.

157

Die politischen Unruhen, welche in der darauf folgenden
Zeit in Basel ausbrachen, verleideten ihm den ferneren Auf-
enthalt daselbst, und er wendete sich auf Einladung eines
Freundes wieder nach Dresden, wo er im Jahre 1849 ein
Lehramt an dem damals Blochmaon'schen, jetzt Vitzthum-
schen Gymnasium Übernahm und hauptsächlich Unterricht in
Mathematik und Physik ertheilte. Der Wechsel in der Ober-
leitung dieser Anstalt veranlasste ihn aber im Jahre 1854,
seine Stellung daselbst aufzugeben, um sich von nun an aus-
schliesslich einer umfänglichen literarischen Thätigkeit zu
widmen. In den darauf folgenden Jahren erschienen von ihm
eine grosse Anzahl wissenschaftlicher Schriften aus den Ge-
bieten der Philosophie, Naturwissenschaften, Physik und Astro-
nomie, welch letzterer Wissenschaft er sich von jetzt an mit
besonderer Vorliebe hingab. Unter den hierher gehörigen
Schriften sind hauptsächlich folgende zu erwähnen: Mathema-
tische Geographie, Kalenderbüchlein, Katechismus der Astro-
nomie, astronomische Vorträge, das Wetterglas, Lexikon der
Astronomie, die Sonnen- und Mondfinsternisse, der nördliche
Fixsternhimmel, sowie die Bearbeitung vieler Jahrgänge des
astronomischen Theiles des illustrirten Kalenders von Weber.
Nach dem Tode von Bruhns wurde er auch mit der Herstel-
lung des astronomischen Kalenders in dem statistischen Jahr-
buch für das Königreich Sachsen beauftragt und lieferte den-
selben alljährlich seit 1883.

Gleichzeitig hielt Drechsler zahlreiche öffentliche Vor-
träge in Dresden, welche zumeist physikalische oder astro-
nomische Gegenstände behandelten, und dadurch forderte er
in hohem Grade bei vielen Freunden der Astronomie in
Dresden das Interesse für diese Wissenschaft. Im Jahre 1869
wurde er von der Königl. Staatsregierung zum Director des
mathematisch-physikalischen Salons in Dresden ernannt, und
in der mit dieser Stellung verbundenen Gelegenheit zur Be-
schäftigung mit den theoretischen und praktischen Aufgaben
der Astronomie und Meteorologie fand er eine Thätigkeit,
die seinen langgehegten Wünschen am meisten entsprach,
und welcher er bis zu seinem am 29. August 1888 erfolgten
Tode voll treuer Hingebung sich widmete.

(Nach gefälligen Mittheilungen des Medicinalrathes Herrn

Dr. Niedner in Dresden.)

Literarische Anzeigen.

H. Bruns, Ueber die Integrale des Vielkörpcr-Problems.

Erste Mittheilung. Berichte der math.-phys. Classe der kgl.
Sächsischen Gesellschaft der Wissenschaften 1887. Sitzung am
17. Januar 1887. 39 S. 8°. Zweite Mittheilung. A. d. O. Sit-
zung am I. August 1887. 27 S. Beide Mittheiluogen sind auch ab-
gedruckt in den Acta mathematica, Bd. 11, Seite 25 fr.

Die Aufgabe die Bewegung eines Systems von Punkten
zu bestimmen, die sich nach dem Newton'schen Gesetze an-
ziehen, führt auf ein System von Differentialgleichungen, von
welchem 10 Integrale schon seit langem bekannt sind. Es
sind dies: die Gleichung der lebendigen Kraft, die drei Flächen-
sätze und die 6 Schwerpunktssätze. Weitere Integrale zu finden,
ist bis jetzt nicht gelungen, selbst nicht beim Problem der
drei Körper. Bei letzterem ist man nur dahin gelangt, das
System 18'*^ Ordnung auf eines 6'**^ Ordnung zu reduciren und
zu beweisen, dass mit Hülfe der bekannten Integrale eine
weitere Reduction nicht angeht.

Wenn man beim Vielkörperproblem neue Integrale sucht,
wird man zunächst solche ins Auge fassen, die, wie die be-
kannten zehn, sich algebraisch aus der Zeit, den Coordinaten
und den Geschwindigkeiten der Systempunkte zusammen-
setzen. In der hoch interessanten Arbeit, über welche hier
berichtet werden soll, zeigt nun der Herr Verfasser, dass
alle derartigen Integrale nur algebraische Combina-
tionen der 10 bekannten Integrale sein können.

Es soll versucht werden, im folgenden die Ueberlegungen
anzudeuten, welche zu diesem Resultate führen.

Die Betrachtungen des Verf. beziehen sich zunächst
auf ein allgemeineres System von Differentialgleichungen als
das des Vielkörperprobleras. Wenn man nämlich die Summe s
aller Entfernungen der Punkte des Systems von einander ein-
führt, so kann man die Differentialgleichungen des Vielkörper-
problems in die Form setzen

159
d/

= fa(-^x ^2 . . -^Z «r) a = I, 2, 3 . . . /

wo die Xi , , . x^ die Coordinateii und Geschwindigkeiten
der Systempunkte bezeichnen. Dabei sind die f« rationale
Functionen ihrer Argumente, die nicht / enthalten. Für s
ergibt sich aber eine algebraische Gleichung *S'=o, deren
Coefiicienten rationale Functionen der x sind, aber nicht ex-
plicite von / abhängen, und die nicht in Factoren desselben
Charakters zerlegt werden kann. Indem man nun von den
speciellen Formen absieht, die »S* und die f« beim Vielkörper-
problem haben, und nur die eben hervorgehobenen Eigenschaf-
ten benutzt, wird zuerst untersucht, welche Form ein Integral
q) haben muss, das algebraisch von den x und / abhängt.
Es erscheint dann als Wurzel einer Gleichung, deren Coeffi-
cienten rationale Functionen der x und / sind, und die nicht
in Factoren derselben Art zerlegbar ist. Die Bedingung, dass
q> ein Integral ist, fordert, dass

identisch in den x und / null sei. Wendet man dies auf
die Gleichung an, der q> genügt, so ergibt sich, dass ent-
weder die Coefficienten Integrale sind oder dass g) einer
Gleichung niedrigeren Grades genügt, deren Coefficienten
aber auch noch j rational enthalten, dass also die frühere
Gleichung nach „Adjunction" von s reductibel wird. Be-
trachtet man nun den irreductibelen Factor, dem fp genügt,
so zeigt die Bedingung, dass (p ein Integral ist, in Verbin-
dung mit der Irreductibilität, dass dessen Coefficienten, also
rationale Functionen der x, s und /, Integrale sein müssen;
so dass jedes in den x und / algebraische Integral eine aJge-
braische Verbindung aus Integralen ist, die in den x, t und
s rational sind. Man braucht also nur solche Integrale weiter
zu untersuchen. Zerlegt man ein Integral (p dieser Art nach
/in seine Linearfactoren, so dass (p^= R n{i—ii), wo R ra-
tional in den x und j, die // aber die x algebraisch enthal-
ten, so folgt, weil / in den f« nicht auftritt, dass R sowie
alle /— // Integrale sind. Somit ist {i—ii) — (/— ^i) ein in
den X algebraisches, von / freies, Integral. Folglich braucht
man um alle Integrale der gewünschten Art zu kennen, nur
ein von / abhängiges Integral — wie die Schwerpunktssätze
es liefern — und alle von / freien, in x algebraischen Inte-
grale. Diese sind aber, wie eine der eben skizzirten analoge
Ueberlegung zeigt, Wurzeln algebraischer Gleichungen, deren
Coefficienten in den .v und s rational und selbst Integrale

i6o

sind. Auf diese geht jetzt die Untersuchung aus. Sie er-
scheinen als Quotienten von zwei ganzen Functionen der x
und j. Ausser den in den Diiferentialgleichimgen auftreten-
den Constanten können im Zähler und Nenner vielleicht noch
Parameter auftreten, welchen willkürliche Werthe beigelegt
werden dürfen. Diese kommen in 9 entweder rational vor,
oder, wenn sie algebraisch auftreten, so kann man zeigen,
dass sich das Integral aus andern zusammensetzen lässt, in
welche diese Parameter nur rational eingehen. Solche Inte-
grale aber lassen sich mit Hülfe einer Kettenbruchentwicke-
lung linear, ganz oder gebrochen, aus andern aufbauen,
die von jenen Parametern frei sind. Somit hat man jetzt
nur solche in den x und s rationale Integrale zu suchen, die
von sog. willkürlichen Constanten frei sind.

Für den weiteren Fortgang braucht man nun eine spe-
cielle Eigenschaft der Gleichungen des Vielkörperproblems.
Bezeichnen nämlich jetzt Xa die Coordinaten, ya die Ge-
schwindigkeiten, so sind die Gleichungen von der Form

d^« _ ^ya_ . . V

~T7" — ya ~TT — -^^o \-^\ -^a • • •> ^)

wobei s der Gleichung 5'=j* +'S'i /•"' + . . . +»S'»=o genügt.
Die Sx $2 , . Sn sind dabei ganze homogene Functionen der
X von bez. den Dimensionen 1,2,...., die A« sind ratio-
nale homogene Functionen der x und s von einer geraden
Dimension 2N. Ersetzt man nun die xyst durch bez.

unter k eine willkürliche Constante verstanden, so fallt aus
den Differentialgleichungen k heraus, und folglich geht jedes
Integral ^ durch diese Substitutionen wieder in ein Integral
(p* über, das jedoch k noch enthält. Ist <p parameterfrei, so
muss 9' sich mit Hülfe der* Potenzen von k aus Integralen
zusammensetzen, die k nicht mehr enthalten, für die also

0 {xy j) == 0) (xk^, yk^-^*^, sk')

ist. Solche sollen „homogen in den Dimensionen'' oder kurz
„homogen" heissen. Jedes parameterfreie Integral lässt sich
also linear, ganz oder gebrochen, aus homogenen Inte-
gralen zusammensetzen. Ist nun (p ein in den Xy y und s
rationales, homogenes Integral, so kann man es in Bezug auf
die ^^ in Primfactoren zerlegen, die ganz in deny, und ra-
tional in den x und s sind:

ip = Tyj^^ V2'* . . .
wo T die y nicht enthält, die i^i, y/», . . ganz in den y sind
und A, ^, . • . positive oder negative ganze Zahlen vorstellen ;
und diese Zerlegung so einrichten, dass die i//z, \^„ ... in den

i6i

Dimensionen homogen sind. Die Bedingung, dass (p ein
Integral ist, ergibt dann, weil die tf; gegenseitig prim sind,

dass entweder —^ = o, also \pi ein Integral ist, oder dass

--' durch V« theilbar ist in Bezug auf die ^, so dass der
d/

Quotient, eine ganze Function der j/ ist. In diesem Falle

nennt der Verf. y/,- eine Integralgleichung.

Es sei nun y/, ganz in den ^', rational in den x und

X, eine Integralgleichung, also -^ = ^co, wo w ganz und

linear in den y, rational in den x und s und homogen in
den Dimensionen sein muss, so ist dies nur möglich wenn
CD eine homogene Function der y ist = 2aya w«. Ist xpo das
Aggregat der Glieder höchster Dimension in den^', so muss
dann

d log Vo ^

sein. Um diese Gleichung weiter zu verwerthen, setzt man
y^ =^4 = . . . . = o. Wird dann

Vo = Coyt^-]r . . .,
so folgt

d log Co
cell = -3-2—.

Indem man die Gleichung, der — =i//'o genügen muss, für

alle Wurzeln der Gleichung «S* bildet und dieselben addirt,
erhält man eine Gleichung für das Product ^ aller der so
entstandenen Functionen xf/o, W ist in yt und ^2 ganz, in
den X rational. Die Discussion der Gleichung liefert für V
einen Ausdruck, der sich von (^'i^a— j^a-a^i)*^ durch einen nur
von den x abhängigen Factor unterscheidet, und aus dem

V' o = ( ^i — J'2 -7 ) folgt. Weiter findet man hieraus

_ d log Co q

ü)2 — — T •

Der angedeutete Gang ist in Specialfallen zu modifidren,
führt aber immer zum Resultat, dass

d log öx qa

Wa = — T

OXa Xa

ist, wo ^z ein Coefficient aus yj^ ist und die ja positive ganze

l62

Zahlen sind. Trägt man diese Wertbe in die Gleichung für
\p ein, so entsteht

^l'^a:-....

^'^\ = o.

d/ \a^ * «•

Also gibt es einen Factor, der die Integralgleichung zu einem
Integral macht.

Indem man jedem der Factoren \pi 1//2 . . der früheren
Zerlegung einen passenden Multiplicator beifügt, ergibt sich
(f) = C/(p^(p^ . . ., wo nun 9)1, ^»a . • • Integrale sind, und dann

folgt, dass U eine Constante sein muss. Unsere Untersuchung
ist somit jetzt reducirt auf die Aufsuchung von Integralen,
die ganz in den ^, rational in den x und s, und dabei in den
Dimensionen homogen sind. Sei tp ein derartiges Integral
und, wenn man die Glieder gleicher Dimension in Bezug auf
die ^ zusammenfasst,

<3P = 9>o + <3Pi + • . . .»
dann muss zuerst

sein, und diese Differentialgleichung lehrt, dass, wenn man
in q>o neue Variable p durch die Gleichungen

^'i = /i > ^2 =^p2+pi — > • • •

einführt, (jPo das pi nicht enthält. Die Coefficienten in der
Gleichung für s werden nun rationale Functionen der p und
der j'f und aus ihr kann man, für grosse /i, ^ in eine nach
absteigenden Potenzen von pi fortschreitende Reihe ent-
wickeln.

Unter gewissen Voraussetzungen, die man stets als er-
füllt betrachten kann, hängen die Coefficienten in dieser
Reihe von den ^2/3... in rationaler Weise ab. Trägt
man in (fo ein, so muss die entstehende Reihe sich auf das
von /, freie Glied reduciren, das in den P2 P^ - - rational ist.
Also kann 95© auch die x nur in rationaler Weise enthalten
und muss von s frei sein ; weil es in den _y ganz ist, muss
es dann auch in den x ganz sein.

Für die weitere Untersuchung seien im eigentlichen
Vielkörperproblem ma die Masse, .r« j'a 2« die Coordinaten,
^a ^a Za die Geschwindigkeiten des «**" Punktes und r«^
die Entfernung der beiden Punkte a und ß. Das betrachtete
Integral r/i ist dann ganz in den X V Z und = (jro+7>i + . .,
wenn man nach den Dimensionen in Bezug auf die grossen
Buchstaben ordnet. Bezeichnet man die Zeit soweit sie in
den Coordinaten steckt mit u^ soweit sie in den Geschwin*

i63

digkeiten auftritt mit v, so ergibt die Bedingung, dass (p ein
Integral ist, die Gleichungen

d(po d^o , d^a

du dv du

Die erste, schon benutzte, sagt aus, dass, wenn man
für die Coordinaten Vi Zj x^ yz z^ . , , neue Variable fa ga ha
durch die Gleichungen

— X ' ' y

hg , Zg

Zg "y r «^I ~Y~

einführt, q)o in eine ganze rationale Function der Grössen /i
/i ' - gt g2 ' ' hl A2 ' ' übergeht, welche von x^ frei ist, und,
abgesehen von einer Potenz von Xi im Nenner, die X V Z
nur ganz und rational enthält. Von jetzt an sei ^o ii^ dieser
Form angenommen. Man ersetze auch in 9P2 die Xg yg Zg
durch die fa gg hg und x^ so wird

dfp2 d(f>2 y
du oxi

Bildet man nun -~^, so kann man die zweite der oben an-

geführten Gleichungen benutzen um (jpa durch Integration
nach Xi zu finden. Da q>2 algebraisch ist, darf diese Inte-
gration kein logarithmisches Glied liefern. Die Ableitung

d(F

--—■ enthält dritte Potenzen von raß im Nenner. Die Zähler
dv

enthalten, beim Einführen der neuen Variabein, x^ in der

Qten itcn „jj^j 2*«" Potcnz. Da uur das Glied

a
AT,

»i.

beim Integriren einen Logarithmus liefern kann, so müssen
die Glieder dieser Art verschwinden. Die Ausrechnung er-
gibt eine Anzahl von partiellen Differentialgleichungen für die
Function yo» welche nur die DifTerentialquotienten nach den
/ g hy und zwar linear und homogen enthalten. Von diesen
Differentialgleichungen liefern die bekannten Integrale des
Vielkörperproblems 5 Lösungen. Man setze nämlich

n^Zntg Xa M'^Zmg Yg N' ^Zmg Zg

164
so hat man drei Lösungen in

die aber wegen

L' A' -^M* B' -\-N' C ^o

nur zwei unabhängige liefern. Ferner sind

B •=- J^mß (»a Xa. — Xa 2'«),

drei weitere Lösungen. Führt man die f g h ein, so kann
man die g^ h^ f^ g^ h^ durch die AA*BB'CC' und die übri-
gen f g h linear ausdrücken und in f/o eintragen, wodurch
es eine Function / von /s ^3 ^3 • . • wird. Bildet man aus
den Differentialgleichungen für (jTo die für /, so entstehen
Gleichungen, aus welchen man durch einfache Determinanten-
Betrachtungen folgert, dass die vorkommenden Differential-
quotienten von y alle null sein müssen, so dass ^0 nur die
A B C A' B' (f enthält. In Bezug auf diese ist es eine ganze
Function, dagegen könnte es aufhören in Bezug auf die XYZ
ganz zu sein. Wenn man aber beachtet, dass die Umformung
auf verschiedene Art geleitet werden kann, wobei der Nen-
ner sich ändert, so folgt, dass der neue Ausdruck von 9)0
nur eine Potenz von Z', M' oder N' als Nenner haben kann.
Dann kann man aber mit Hülfe der Gleichung

A' U ^B' M' '\-C' N':=^o

das 7>o so umformen, dass der Nenner fortfallt, also (^o auch
in Bezug auf die XYZ eine ganze Function ist.

depo 1 V
Die übrig bleibenden Glieder des Ausdrucks -^ haben

nun die Form

WO iDaß eine ganze Function ersten Grades von x^ ist. Ihre
Integration nach x^ liefert einen Ausdruck der Form

{Vx^^W)\raß
der zu 9)2 X^ gehören, also in Bezug auf die XYZ ganz sein
muss. Setzt man

Xa— Xß'=' Xaßy fa-— fß =^ faßt Xt — AJjf = Xaßt

d(po depo A

und entsprechend fär die andern Buchstaben, nennt femer

i65

WO S eine cyklische Summation über die 3 Coordinaten be-

zeichnet, so ergibt die Ausrechnung, dass -= — zu 92 gehören,

also F\ E ganz in den X Y Z sein muss. Durch Einführung
der f g h AA , . . wird E zu einer Function der fa ga. h^
fßgßh^ dagegen

wo die Fq F^ F^ in den f g h ganz und homogen von den

Graden o, i, 2 werden. Die Theilbarkeit verlangt dann

^F
Fo=^ F^= o, so dass F^= F2 und folglich — = o wird.

Diese Gleichung zerfallt beim weiteren Ausrechnen in das
System

Agß Bgß Cgß SXgßAgß

Xaß Yaß Zgß CiKgß Xuß

von partiellen Differentialgleichungen für q>Q. Es hat die 4
Lösungen L\ M\ N* und

^=T^»»«(^+ ^«+ ZV).
Eliminirt man aus yo mit Hülfe dieser die Xx Yx Zx Xz^ so
zeigt das System von Gleichungen, dass dann die übrigen
Y2 Zz X-^ , , , von selbst wegfallen. Also ist 90 eine rationale
ganze Function der Grössen ABC A' B' C' L' M* N* T,
9o = G {A, B, C; A\ B\ C\ L\ üt, N\ T).

Ist ^die Kräftefunction, so sind ABC A' B' C' L'
M* N' und T— U homogene Integrale, die ganz in den Ge-
schwindigkeiten sind; das Gleiche gilt von dem Ausdruck

G (^, B, Q A\ B\ C\ L\ M\ N\ T-U) = /.

Ordnet man ihn nach den Dimensionen der X Y Zy
so beginnt er mit (po. Folglich wird 9—/ ein Integral, das
in Bezug auf die X Y Z von niedrigerer Dimension ist als
q>. Indem man so weiter geht, setzt man tp aus lauter Aus-
drücken zusammen, die nur die 10 bekannten Integrale ent-
halten. Die Zusammenfassung der allmählich erhaltenen Re-
sultate führt schliesslich zu dem Satze, dass jedes aus der
Zeit, den Coordinaten und den Geschwindigkeiten
algebraisch zusammengesetzte Integral e^iwe alge-
braische Function der 10 bekannten Integrale ist.

Die weiteren Untersuchungen beziehen sich speciell auf
das Problem der drei Körper. Die Gleichungen dieses Pro-
blems werden zunächst in eine kanonische Form gebracht.
Es sei nämlich gesetzt

i66

gl = S {X, - X^Y ^ = S (^3 ~ ^0' 9l = S {X,-X,y

q6 = £ ^iXj gj z= ^ nit Vi ^s = £ ^i «i

g = 9o = —2; aj {x^ + «>,),

wo / die imaginäre Einheit und Oj b^ c^ a^ b^ c^ a^ b^ c^ nur
den Bedingungen

2;a, = 2:^i =^ Zcr =o

flj b^ — a^b2^=^ ^3 bi — ai b^ = ö, bi — 02 ^i

unterworfene Constanten sind. Man findet dann nach be-
kannten Vorschriften ein System 18'*^ Ordnung von Differen-
tialgleichungen in der kanonischen Form

öga^dff ^a^_dff a = 0, I, 2..8

d/ dpa d/ d^a

wo 11= T — U durch die p und q auszudrücken ist.

Die Grössen q und p mit den Indices 6, 7, 8 hängen
direct mit den Coordinaten und den Geschwindigkeiten des
Schwerpunkts zusammen. Sie verschwinden also wenn man
den Schwerpunkt zum Coordinatenursprung nimmt. Ferner
wird auch ^5 = o, wenn man noch die xy Ebene in die in-
variable Ebene legt. Damit reducirt sich das System 18*"
Ordnung auf eines lo**^' Ordnung

d^« isH' dpa bH'

~dr-~dp: öT^-^q- « = ^' ^'^'^'^

und eine Quadratur für q^ Dabei ist

^^ 2m^ m^ q» q^ 2 m^

Aus diesem System folgt aber

d (pA Oa) ,

...^lAL :=: q, p^ q^ constant = k,

so dass das System lO'*' Ordnung sich in das 8**' Ordnung
spaltet, welches a=o, 1,2,3 entspricht (wobei in H* p^q^=^k

zu setzen ist), und in eine Quadratur für log -—-• •

H' ist in p linear = H,p + H2. /^ ist ein Integral
des Systems 8**='' Ordnung und somit constant = — ä. Srtzt
man nun

167

Z^ + Ä

SO folgt

a = I, 2, 3

d^ d/a d^ dqa

als ein System 6'*"^ Oidnung zur Bestimmung der Pi P2 p^
qx q^ q^ als Functionen von ^, während die Hinzunahme von

-±.r=i Hl ein System 7'" Ordnung liefert, in dem auch / be-
stimmt ist.

Dies System 7'*' Ordnung hat gar keine algebrai-
schen Integrale. Denn mit Benutzung von Schlüssen,
wie sie den früher skizzirten ganz ähnlich sind, zeigt man,
dass in einem algebraischen Integral auch die Q)nstanten
der Differentialgleichungen, insbesondere h und k nur alge-
braisch vorkommen können. Durch Wiedereinführung der
ursprünglichen Coordinaten für die q^ /, h und k erhielte
man ein in den Coordinaten und Geschwindigkeiten alge-
braisches Integral. Ein solches ist algebraisch durch die 10
bekannten Integrale auszudrücken, die hier theils numerische
Werthe haben, theils h und k gleich sind, so dass das ge-
gebene Integral einfach eine Function von h und k würde.
Wenn es möglich wäre, durch algebraische Transformationen
eine Trennung der Variabein herbeizuführen, würden auch
daraus algebraische Integrale entstehen, so dass durch das
eben angeführte Resultat auch diese Möglichkeit ausgeschlos-
sen erscheint.

Die weitere Abhandlung ist der Aufgabe gewidmet zu
untersuchen, ob vielleicht durch Integration eines algebrai-
schen Ausdrucks ein neues Integral zu gewinnen wäre. Hier-
bei wird es nöthig, diejenigen irreductibelen ganzen Functio-
nen ff von /, q^ den />« und qa zu suchen, welche die Be-
dingung erfüllen , dass ~-~ verschwindet wenn cp = o ist.

Eine solche Integralgleichung besteht in der Bedingung da-
für, dass die drei Körper sich in einer Ebene bewegen. Es
wird nun gezeigt, dass dies die einzige ist. Zunächst zeigt
sich, dass

, . a d log 9

eine ganze Function von / und den /, q sein muss. Wenn
y das / enthielte, so würde, wie die obige Bedingung zeigt, ein
algebraisches Integral existireu. Also muss 9 frei von / sein.
Die Coefficienten von (/> müssen die Constanten m a h hk und

i68

ev. noch andere Parameter algebraisch enthalten und lassen
sich also als rationale Functionen dieser und einer von ihnen
abhängigen Irrationalität darstellen. Durch Aufstellung der
Gleichung für alle Werthe dieser Zahl und Addition kommt
man dann zu einer Gleichung

wo nun 0 und Si rational sind. Dann kann man ferner an-
nehmen, 0 sei auch in den m a b h k ganz und besitze kei-
nen nur von diesen Grössen abhängigen Theiler. Enthält 0
einen Parameter c und ist = 0oC^ + <Z>i ^ """* + . . ., so führt
die Gleichung für 0 darauf, dass der Quotient 0a : 0ß ein
in den p und q rationales Integral unseres Systemes 7'*' Ord-
nung ist. Weil solche Integrale nicht existiren, muss 0 pa-
rameterfrei und dann auch homogen in den Dimensionen
sein. Da q^ H^ die Bedingung für 0 erfüllt, so kann man
annehmen, 0 sei von einem Theiler {q^^Hi) befreit. Man
hat nun

Führt man hier für h seinen Werth ein und drückt q
und die / durch die auf den Schwerpunkt und ein beliebiges
Axensystem bezogenen Coordinaten und Geschwindigkeiten
aus, so werden 0 und ß' rationale Functionen derselben,
der qa und k, die im Nenner die Geschwindigkeiten, aber nur
in den drei Verbindungen enthalten, welche nach den Flächen-
sätzen constant sind. Der Zähler von 0 kann einen Factor
01 haben, in dem vielleicht die Geschwindigkeiten nicht nur
in jenen Verbindungen auftreten. Schreibt man

01 — 0xi + k (P,a

SO ergibt sich, dass

eine homogene Integralgleichung der früher behandelten Art
ist, so dass bei Elimination von 7 der 9 Geschwindigkeiten
durch die bekannten Integrale die anderen mit fortfallen müs-
sen. In den Variabein des Systems 7***" Ordnung muss also
0 von den /, p2 Pi frei sein. Somit ist die ganze Function

d log 0
0 von q qi qz q^ so zu bestimmen, dass — -~^ — = einer

ganzen Function Sl von q^ den qa und den pa wird. Die Aus-
rechnung der linken Seite zeigt, dass Sl nur eine Function
zweiten Grades in Bezug auf die pa sein kann, so dass man

169

es = Wo + Wi + (O2 setzen kann, wo die Indices die Dimen-
sionen in den pa anzeigen. Setzt man wie üblich

so erhält man die drei Gleichungen

w,=:kg- H, (log 0, L^-q M,) --kq\{L^-q M,) (log (P, If^)

oi, = (^4 ^x)' ^^^ + ^: ^x (log (Z>, ZO - ql Z. (log 0), ff,)

wobei Zx i^2 Z2 durch die Gleichung

ff^ = Z2 + kL,-kqM2- 17

gegeben sind. Dies sind drei partielle Differentialgleichungen
für die Function 0, welche sie der Reihe nach immer mehr
einschränken. Dabei spielen die Functionen

eine besondere Rolle.

In der ersten Gleichung für (D ist q^{U — h)=. V eine

ganze Function der qa. Setzt man (i) =^ F^?P, *wo q noch
zu bestimmen, und denkt sich für ^3 und q^ die C und Q
als neue Variable eingeführt, so erhält man die Gleichung

dlogy'

-^I ^2 ^3 N = WoO + «Ol qx + ft>02 ^2 + «03 ^3

wo die -4x und die Woa nur Functionen von q sind.

Hieraus folgt ^ durch Integration. / führt auf

«/ ^a^3

elliptische Integrale, die in log ynicht auftreten; daher Woo=o
sein muss. Die drei andern Integrale lassen sich ausführen
und liefern

\osW=Z o. log (% + 4k^ + i{q, C, Q).

(vi + vtJ

Hier ergeben sich für ^ so lange irrationale Ausdrücke
als die a nicht = o sind. Daher ist ^ allein von q, C und
Q abhängig, und zwar wird es eine ganze Function der drei
Argumente. Geht man mit dem Ausdruck

0=V^' ^(q, Q Q)

in die zweite Differentialgleichung ein, so kann diese nur
durch (> = o erfüllt werden, womit weiter

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 93. 12

työ

«1

folgt. Wx rfarf ^x nicht enthalten, wenn man ^2 und q^ durch
gjy C und Q ausdrückt. Dies ist aber nur möglich wenn
cüi = o ist. Somit wird O frei von C, und nur von g und
Q abhängig.

Wenn man nun in die dritte Differentialgleichung ein-
geht, so kommt

Weil — ^ bei Einführung von C und Ö das g^ nicht

^4
enthalten darf, so kann, wie eine Entwickelung nach fallen-
den Potenzen von g^ zeigt, — ^ nur von g und den drei

gl^^fi

Grössen — abhängig sein, von welchen es eine lineare und
ga

homogene Function wird, deren Coefficieuten ganze Functio-
nen von g sind. Für diese ergeben sich drei Gleichungen,
aus welchen folgt, dass 0 gleich dem Product aus einer Po-
tenz von Q in eine Function W von g sein muss,

0z= w.<3^.

Jeder Theiler von W müsste dann drei, gegenseitig
theilerfremde Functionen von g theilen. Daher muss W con-
stant und, weil 0 irreductibel sein soll, p = i sein. Die ein- .
zigen Integralgleichungen des Systems 7'®' Ordnung sind also
die ^4 J/i und Q.

Nachdem dieses Resultat gewonnen ist, wird die Frage
erledigt, ob vielleicht ein Integral des Systems 7'®' Ordnung
die Form haben könnte

9=y{jWd/ + j(^)d^+2:j(^„)d^«+2:j(/«)d/>«}

wo die 8 algebraischen Functionen J (/) . . . J (^3) der 8 Va-
riabein /... ^3 die Bedingungen der Integrabilität erfüllen
müssen. Bruns nennt einen solchen Ausdruck eine Ab ein-
sehe Quadratur. Die algebraischen Functionen, welche in
die J eingehen, seien durch eine einzige Irrationalität y aus-
gedrückt. Man kann dann zeigen, durch den früheren ähn-
liche Ueberlegungen, dass in den J und der Gleichung für
y die Constanten der Differentialgleichungen nur algebraisch
enthalten sind und dass tp parameterfrei und homogen in
den Dimensionen ist. Um die Natur der Functionen J zu

»7»

untersuchen, sollen ihre Verzweigungspunkte und Unstetig-
keitspunkte in Bezug auf eine Variable bestimmt werden. Sei
a eine der acht A^ariabeln, r ein bestimmter endlicher Werth,
ev. auch eine Function der andern Variabein. J (o) wird
dann nach Potenzen von a— i entwickelt und die Reihe nach
a integrirt. So entstehe 9(0); dann zeigt sich, dass 9 — <p{o)
von a unabhängig und wieder eine Abersche Quadratur
wird. Stellt man die Bedingung auf, dass <p ein Integral
ist, indem man auch K und seine Differentialquotienten
nach a — r entwickelt, so folgt, dass in J (a) negative oder
gebrochene Potenzen nur dann vorkommen, wenn entweder

^4 Ni oder ; für a = r verschwindet, und dass die

^ d^ '

Summe der gebrochenen Potenzen in (p (a) für sich ein Inte-
gral ist. Wenn — - — - für (T=r zu null wird, so ist a — t

eine Integralgleichung, Daher erfüllen die Verzweigungs- und
Unstetigkeitsstellen eine der beiden Bedingungen g^Hj = o
oder ö=0- Die Entwickelung nach absteigenden Potenzen
von g ergibt in ähnlicher Weise, dass für ^^00 weder Ver-
zweigung noch UnStetigkeit eintritt.

Weil weder g^ H^ noch Q die Zeit enthält, so ist J (/)
im Endlichen überall regulär, also eine ganze Function von
/. Wie in einem früheren Falle ergibt sich aber, dass (p das
/ dann gar nicht enthalten kann, also J (/) = o sein muss.

ßßi J (/i) zeigt sich, weü Q dies p^ nicht enthält, dass
nur ein kritischer Punkt /xo existiren kann, dass also J (/x)
aus einer endlichen Anzahl von ganzen und gebrochenen
Potenzen von /i— /xo besteht. Die gebrochenen Potenzen
müssen fehlen, weil sie ein — nicht existirendes — algebrai-
sches Integral lieferten, und somit ist J (/x) eine rationale
Fimction mit dem Nenner Pi—pio. <p hat also die Form

K{p^) + P log (A-Ao)
wo P constant. Für 0=^2 und/3 gilt Aehnliches, und hieraus
folgt, dass alle J rational von den p abhängen und dass

y = Plog {q,Il,) + P, + P,
ist, wo P constant ist, Pi eine von den p freie Abel'sche
Quadratur und P2 einen Ausdruck bezeichnet, der von den
p rational, von q und den ga aber algebraisch abhängt.

Als Function von g verschwinde Q für ^x und ga, g^ Hx
für g^ und g^. Indem man für g die Variable

WO X ganz ist, einführt und J {g) d^ = J {v) dv setzt, wird
J (v) eine rationale Function von », die im Nenner nur Po-

17^

tenzen von v und von Ausdrücken der Form v^—u^, »^—«4
enthält. Integrirt man und vergleicht die entstehende Form
von (p mit der letzten, so ergibt sich, dass man setzen kann

9 = ^i log (^ — ^i) + ^2 log {q—g2) + e^ log {q^H,)+ U^+ l\

wo die € constant sind, U^ eine rationale Function von v
und 1/2 eine von v freie Abel'sche Quadratur ist. Die Ent-
wickelung nach Potenzen von q — g^ oder q — ^2 lehrt, dass
gebrochene Potenzen nur aus U^ entspringen könnten. Weil
solche aber, da sie algebraische Integrale lieferten, nicht
vorkommen können, muss U^ in q rational sein. Hiermit
ergibt sich, dass alle J rational von q abhängen. Da J (^i)
somit in q und den/« rational ist, so hat es keine Verzwei-
gungspunkte und ist also auch in ^z rational. Ebenso in
^2 und ^3, und das nämliche gilt für die andern J. Damit
folgt für (p die Form

R (q qapa) + ^'log {q,H,) + r"log Q
wo R eine rationale Function bezeichnet. Weil für q = oo
kein Logarithmus vorkommt, muss c + r " = o sein, so dass
schliesslich

folgt, wobei c von null verschieden sein muss, weil sonst (p
rational wäre.

Es ist die Frage, ob diese Form möglich ist. Eine auf
die Irreductibilität und die Abwesenheit algebraischer Integrale
gegründete Betrachtung zeigt wieder, dass der erste Term in
(p die Constanten h und k nur rational enthalten kann. Wenn
man also für h seinen Werth — p Hx — H^ einsetzt, so ent-
steht aus jenem ersten Glied eine rationale Function von /,
^, den pa und qa\ und (p wird ein Integral des Systems 8.
Ordnung. In diesem lassen sich aber die Unbekannten in
Reihen entwickeln, die nach ganzen positiven Potenzen von
/ fortschreiten, wenn man nur die Anfangswerthe der qa un-
gleich null wählt, während sie sonst ganz willkürlich sind.
Die so gefundenen Reihen, oben eingesetzt, müssen für q>
einen von / unabhängigen Werth liefern. Wenn man " aber
die Anfangswerthe so wählt, dass q^Hi=o und Q von null
verschieden ist, für / = o, so kommt in (p ein Glied mit
c log / vor, so dass (p nur constant sein kann für f = o, was
nicht möglich ist.

Die so nachgewiesene Unmöglichkeit eines Integrals,
das die Form einer Abe^schen Quadratur hat, überträgt sich
vom DrÖikörperproblem auf das Vielkörperproblem, weil jenes
aus diesem durch Nullsetzen von Massen abzuleiten ist.

173

Auf algebraischem Wege, selbst durch Quadra-
turen, sind also neue Integrale des Vielkörperpro-
blems nicht zu erlangen.

J. Lüroth.

H. Stadthagen, Beiträge zur Untersuchung des Ge-

naaigkeitsgrades astronomischer Berechnungen mit Anwendung auf
eine in der geographischen Ortsbestimmung h&ufig vorkommende
Aufgabe. Berlin 1888. 82 Seiten. 8°. . Inauguraldissertation und
auch als besondere Schrift erschienen.

Die Theorie der Fehler, welchen logarithmische Rech-
nungen deswegen unterworfen sind, weil man statt mit den
richtigen Logarithmen nur mit abgekürzten Zahlen rechnen
kann, ist zuerst von Bremiker in der Einleitung zu seiner
Logarithmorum VI Decimalium Nova Tabula Berolinensis
(Berlin 1852) versucht worden. Der Verfasser der oben an-
geführten Arbeit behandelt die gleiche Aufgabe, indem er
den von Bremiker eingeschlagenen Gang verfolgt, aber dessen
Entwickelungen etwas weiter treibt und in ausgedehnterer Weise
die theoretischen Resultate mit der Erfahrung vergleicht.

Im wesentlichen handelt es sich bei diesen Fragen um
die EntWickelung der Wahrscheinlichkeit, dass ein Ausdruck

-^=«1/1 +«2/2 + • . . + ö» A
einen gegebenen Werth / annimmt, wo die a gegebene

Zahlen und die / die möglichen Fehler- der Logarithmen
sind, die z. B. bei fünfstelligen Tafeln in Vergleich mit
siebenstelligen hundert verschiedene Werthe, zwischen — 49
und 4" 50 Einheiten der siebenten Decimalstelle, haben
können. Man wird jedenfalls die Annahme machen dürfen,
dass positive und negative Fehler von gleicher absoluter
Grösse auch gleich wahrscheinlich sind, und dass die Wahr-
scheinlichkeit eines bestimmten absoluten Werthes, innerhalb
der obigen Grenzen, von diesem Werthe nicht abhängt, mit
Ausnahme von o und 50, deren Wahrscheinlichkeit nur halb
so gross ist, wie die der übrigen Werthe. Indessen hat Verf.
die Richtigkeit dieser Voraussetzung durch 8150 Verglei-
chungen von fünfstelligen mit siebenstelligen Logarithmen
geprüft und dabei gefunden, dass die Fehler o und 50 in
Wirklichkeit 90 bez. 78 mal auftraten, gegen 82 mal, wie die
Theorie verlangt, während die anderen Werthe i ... 49 zwi-
schen 132 und 189 mal vorkommen und die theoretische
Zahl 163 ist. Fasst man die Fehler in grössere Gruppen
zusammen, so liegen

zwischen nach der Rechnung in Wirklichkeit

O und 10.5 * 1712 1789

10.5 20.5 1630 1702

174

zwischen nach der Rechoung in Wirklichkeit

20.5 30.5 1630 1633

305 40-5 «630 1569

40-5 50 1548 1457

Fehler, so dass die Anzahl der grossen Fehler ia Wirklich-
keit nicht so gross ist, wie es die Rechnung verlangt.

Immerhin erfüllen die Fehler das Gesetz gleicher Ver-
theilung so nahe, dass man es den weiteren Betrachtungen
zu Grunde legen kann.

Ist nun y der Maximalwerth eines _/ und lässt dieses
2a+i äquidistante Werthe zu, so findet man die Wahr-
scheinlichkeit, dass der oben angeführte Ausdruck ^ den
Werth p habe, indem mau y Ausdrücke, die aus*

E.p f- "-aa:.)+Exp 1-^^-^.) + ., + E.p (o

. + Eip

füt ft^i, 2, . . . V hervorgehen, multiplicirt und den Co-
efficienten von Exp (/;>:) sucht. Dieser ist der Zähler des
Ausdrucks für die Wahrscheinlichkeit, und der Nenner ist
(2«+ i)'. Verf. verfahrt nach Bremiker etwas anders, indem
er statt der obigen Function die folgende:

) + E,pf-fe^^)l,)

Exp(-:

("■,-')y

nimmt. Dem Ref. erscheint dies nicht ga
indem hierbei fiir fn die möglichen Werthe

sind, also für jedes _/^ eine andere Werthenreihe angenommen
wird, trotzdem doch bei allen die Reihe der möglichen Werthe
die nämliche ist. Für die genaue Bestimmung der Wahr-
scheinlichkeit ist die Bremiker'sche Rechnung bequemer, für
die genäherte jedoch machtr es keinen Unterschied, welche
Methode man verfolgt, ja die erstere würde sogar nach einer
Bemerkung des Verf. noch Vortheile bieten.

Der auf die angegebene Art gefundene Ausdruck für
die Wahrscheinlichkeit wird nun nach absteigenden Potenzen

• Hier ist des bequemeren Sitzes wegen, nach englischem Voi

schlag, t^ mit Exp x beieichnet.

176

Verfasser stellt für «„ und e^ noch genauere Ausdrücke
auf, wie sie besonders für kleine v anzuwenden sind; sie
fallen naturgemäss comptidrter aus.

Im obigen Beispiel wird 60 = 87.1, £, = 103.0; die Be-
obachtung lieferte für «„ den Werth 80.3, für e, 91. i.

Die abgeleiteten Formeln werden nunmehr auch ange-
wendet, um die Wahrscheinlichkeiten der bei der Inter-
polation entstehenden Fehler der Logarithmen zu untersuchen,
und die so erhaltenen Resultate verglichen mit 650 Beob-
achtungen. Dabei zeigte sich, dass z. B. bei der Interpola-
tion in die Mitte die Fehler lagen (fünfstellig verglichen mit
siebenstellig)

zTischen

nach der Reclinune bei

und m WirkUchkeit bei

und 20.5
40.5
60.5
80.5

38.6'/.

98.8

39.4%
69.J
86.6
97.9

Rechnung und Beobachtung zeigen weiter überein-
stimmend, dass die Wahrscheinlichkeit mit dem Interpolations-
factor f sehr wenig variirt. Die Wahrscheinlichkeit z. B., dass
der Fehler zwischen o und 20,5 liegt, ist nach den Beobach-
tungen für B— o.i gleich 0.384, für «=0.3 gleich 0.398 und
für E = 0,5 gleich 0.394. ^I^n kann also mit hinreichender Ge-
nauigkeit bei den Anwendungen e constant etwa ^=0.2 setzen.

Unter dieser Annahme wird schliesslich mit Hülfe der
gefundenen Formeln der wahrscheinliche Fehler einer Zenith-
distanz t bestimmt, die aus Declination i, Stundenwinkel t
und Polhöhe y mit sechsstelligen Logarithmen berechnet
werden soll. Man kann hier zuerst einen Hülfswinkel ft be-
rechnen aus

cotg^
und findet dann s aus

_ sin '/i ^ i cos y cösJ

,■/.(»-»)

■ if->)

sm fi

wenn /i > 45°,

Der Fehler von

cos fl
, in Secunden, wird hier, wie schon

177

Bremikei gefunden hat, durch einen Ausdruck otg '/i' gege-
ben, wo a eine Function von (a ist, die aber so wenig variirt,
dass man sie im Mittel =o."37 setzen kann. Im Maximum
ist also der wahrscheinliche Fehler von s of'4.

Man kann aber auch zuerst N bestimmen aus

und dann n aus

sin i , cos d cos r

« = -: — jT, oder n ^ jr^^

sm IV cos /v

je nachdem JV^ oder <; 45° ist, womit dann

cos s = » cos (9 — N)
wird.

Für .^(1 = 45° ist dann der wahrscheinliche Fehler von z
gegeben durch

0.09248 yäTcotg B

wo a im Mittel, je nach den beiden Fällen, 7.43 oder 5.74
gesetzt werden kann. Um hier einen wahrscheinlichen Fehler
<^o''4 zu erhalten, darf also a nicht <C 30° sein.

Der Verf. hat auch diese Rechnungen mit Beobachtungen
verglichen, indem er 10 Zenithdi stanzen je fünfstellig und
siebenstellig berechnet hat. Die Vergleichung der nach den
Formeln berechneten wahrscheinlichen Fehler mit den aus
den Beobachtungen bestimmten zeigt eine ganz gute Ueber-
einstimmung.

Verfasser behandelt endlich noch die der bekannten
indirecten Methode zu Grunde liegende Formel. Setzt man
s = *-|-|9 — (f|i so findet man für -i- die Gleichung
. X _ cos (p cos S sin ' '/, t
"T-sm(l»-»|+V..«)

Zur Auflösung benutzt man wiederholte Substitutionen,
bis man dem richtigen Werth so nahe gekommen ist, dass
man mit logarithmischen Differenzen den endgültigen Werth
ßnden kann. Die Untersuchung zeigt, dass diese Methode,
bei vorsichtiger Anwendung — sie ist für kleine \tp — (f| nicht
brauchbar — die beiden andern an Genauigkeit übertrifft, in-
dem der wahrscheinliche Fehler von z in weiten Grenzen
<;of2 bleibt.

J. Lüroth,

178
O. Dziobek, die mathematischen Theorien der Pla-

Detcn-BeweeaDgen. VIII, 3058. Leipzig 1888. 8°.

Der Verfasser hat sich die Aufgabe gestellt, die plane-
tarische Störungstheorie in Form eines Lehrbuches zu be-
arbeiten, und das vorliegende Werk „namentlich für den ma-
thematisch durchgebildeten Studiren den bestimmt, welcher
Einsicht in die eigenartigen Schöpfungen seiner Meister auf
diesem Gebiete nehmen will". Die Anführung dieses Satzes
scheint nothwendig, weil derselbe bei der Beurtheilung des
ganzen Werkes massgebend sein muss. Es ist selbstverständ-
lich, dass ein Buch von dem Umfange des vorliegenden nur
eine begrenzte Auswahl aus dem ganzen grossen Stoffe ent-
hatten kann. Ob die vom Verfasser getroffene Auswahl als
eine glückliche bezeichnet werden kann, wird sich nach einer
kurzen Besprechung des Gebotenen ergeben.

Die Paragraphen 1 — 5 des ersten Abschnittes behandeln
das Problem der zwei Körper, also die Kepler'schen Gesetze.
Die Methoden zur directen Integration der vorliegenden Diffe-
rentialgleichungen sind der „Mecanique Celeste" entnommen,
zur Darstellung der Kepler'schen Bewegung werden die auf
den ersten Seiten der „Theoria motus" zusammengestellten
Formeln reproduclrt. Hieran schliessen sich einige der wich-
tigsten Entwickelungen zur Darstellung der Coordinaten als
Functionen der Zeit. Die Ableitung und Anordnung der be-
kannten Reibenentwickelungcn wird übersichtlich und in gu-
ten Zusammenstellungen angeordnet gegeben. Lobend ist
anzuerkennen, dass der Verfasser einige, wenn auch sehr
kurze Bemerkungen über die Convergenz der aus der La-
grange'schen Umkehrungs formet hervorgehenden Reihen macht,
was in den meisten Darstellungen dieser Materie übergangen
wird. Die für alle numerischen Rechnungen so fundamentale
Gauss'sche Anziehungsconstante wird S. lO eingeführt. Es
wird aber nicht erwähnt, dass dieselbe mit einem Werthe der
Erdmasse berechnet ist, welcher unseren heutigen Kenntnissen
nicht mehr entsprechend ist. Und doch ist dies schon des-
halb sehr wichtig, weil sich daran die Massnahmen knüpfen,
die man getroffen hat, um eine solche fundamentale Con-
stante nicht fortwährend der jeweiligen Kenntniss der Erd-
masse gemäss umändern zu müssen und doch richtige Stö-
rungswerthe zu erlangen. Von weniger belangreichen Einzel-
heiten möchte Referent noch folgende erwähnen: Bei der
hyperbolischen Bewegung fehlt die mechanische Deutung
des zweiten Hyperbelastes, auch möchte die Behauptung, dass
sich die Gameten „theils in langgestreckten Ellipsen, theils in
Parabeln, theils in langgestreckten Hyperbeln" bewegen, zu

179

beiechtigtem Widerspruche herausfordern. Abgesehes davon,
dass hyperbolische Geschwindigkeiten bei Cometen nur in
Falten höchst bestreitbarer Sicherheit gefunden worden sind,
sollten solche Dinge, die mit wichtigen Fragen über die
Stellung der Cometen im Welträume auf das engste zu-
sammenhängen, nur mit Vorsicht, jedenfalls nicht in solch
apodiktischer Kürze vorgebracht werden. Nebenbei mag noch
der zweimal vorkommende hässliche Druckfehler Amalgest
angemerkt werden.

§ 6 handelt von dem Problem der n Körper und den
allgemeinen Integralen desselben. Die bekannten Formeln
sowohl für ein festes Coordinatensystem, als auch für ein
bewegliches, das wiederum entweder im Schwerpunkt des
ganzen Systemes oder in einem der n Punkte (z. B. der
Soime) liegt, werden in der üblichen Weise abgeleitet. Die
Umwandlungen der Producte von Summen, welche in den
Integralen der zuletzt genannten relativen Bewegung auftreten,
in Doppelsummen, welche Form von Laplace besonders be-
vorzugt worden ist, werden übrigens nicht ausgeführt. Re-
ferent möchte indessen daraus dem Verfasser keinen Vorwurf
machen. Dagegen sollten in einem Lehrbuche Incorrectheiten
des Ausdrucke3, wie S. 44, wo der durch gesperrten Druck
ausgezeichnete Satz zu finden ist: „Das Newton'sche Gra-
vitations-Gesetz gilt auch für die relativen Bewegungen um
den Schwerpunkt" nicht vorkommen.

Die nun folgenden Untersuchungen, welche % 7—9
des ersten Abschnittes und den ganzen zweiten Absdinitt
(§ 10 — 19) füllen, bilden in mancher Beziehung den werlh-
vollsten Theil des ganzen Buches. Dieselben handeln von
den Transformationen, welche man mit den Differential-
gleichungen des Aoziehungsproblemes vorgenommen hat, und
es werden die Reductionen, welche von Lagrange und Poisson
zuerst eingeführt, dann von Jacobi weitergesponnen, in neuerer
Zeit verschiedenen Mathematikern, vornehmlich S. Lie, in
verallgemeinerter Form als Grundlage für eine allgemeine
Theorie der Differentialgleichungen gedient haben, so weit
entwickelt, dass man durch diese Darstellung einen orien-
tirenden Blick in dieses Gebiet wohl erlangen kann. Diese
Untersuchungen, welche in der That geeignet sind, die nach
verschiedenen Methoden erlangten EinzelresultaCe als aus
einer Quelle fliessend darzustellen, und welche hierdurch eine
nicht zu unterschätzende Bedeutung besitzen, stehen aber
doch nur in ziemlich losem Zusammenhang mit der Theorie
der planetareu Störungen, Jedenfalls waren sie, und dieses
Bekenntniss berührt absolut nicht die mathematische Wichtig-
keit derselben, von gar keinem EinSuss auf diejenigen ^^~

i8o

thoden, welche mit so grossem Erfolge von den Astronomen
bisher angewandt worden sind. Ob man übrigens durch
eine auf den genannten allgemeinen Untersuchungen basirte
Darstellung längst bekannter Resultate nicht an Uebersicht-
lichkeit und Einfachheit mehr verliert, als man an formaler
Vollendung und Allgemeinheit gewinnt, dürfte eine Frage
sein, die vermuthlich der Mathematiker, dem das Methodo-
logische von grösserer Wichtigkeit sein muss, anders beant-
worten wird, als der Astronom, der die mathematischen Re-
suhate, die er braucht, auf die schnellste und einfachste
Weise gewinnen will. So fliesst allerdings die Darstellung
der Variation der Constanten mit Hülfe der Lagrange' sehen
Symbole mit einer gewissen Natürlichkeit und Einfachheit aus
den vorhergehenden Betrachtungen. Die wirkliche Ausrech-
nung der Symbole erfordert aber nicht unbedeutende Zwi-
schenrechnungen, so dass die Aufstellung der endgültigen
Form der Ausdrücke für die Differentialquotienten der Ele-
mente nach der Zeit durchaus nicht so einfach ist, wie es
für denjenigen den Anschein hat, der diese Ausrechnungen alt
principiell nicht schwierig einfach überspringt und sich mit
der Arigabe der Worthe der Symbole begnügt. Zudem darf
man nicht übersehen, dass jene Lagrange sehe Form für die
Variationen der Elemente, welche die partiellen Ableitungen
der Störungsfunction nach den Elementen enthält, durchaus
nicht jene allgemeine Gültigkeit besitzt, die man bei vielen
Problemen (z. B. bei der Bewegung im widerstehenden Mittel)
voraussetzen muss, weil diese Form auf der Voraussetzung
beruht, dass die Störungsfunction nur von den Coordinaten
und nicht auch von den Geschwindigkeiten abhängt. Jeden-
falls allgemeiner sind deshalb diejenigen Formeln, welche
die Veränderungen der Elemente durch die Kräfte omponenten
ausdrücken. Diese sind aber durch höchst einfache und an-
schauhche Betrachtungen zu erhalten. Aus ihnen ergeben
sich dann, als specieller Fall, durch recht einfache Rechnung,
die zuerst genannten Formeln. Für jeden, der es etwa ver-
sucht, beide Ableitungsarten in einer akademischen Vorlesung
zu verwerthen, wird es nicht zweifelhaft sein, dass die so
eben skizzirte Methode bei weitem schneller und einfacher
lum Ziele führt, d. h. zur Aufstellung der Grundformeln,
welche die wirkliche Anwendung, für die doch die ganze
Methode der Variation der elliptischen Bahnelemeote erfunden
worden ist, nach allen Richtungen ermöglicht.

Mit diesen Bemerkungen sind wir bereits auf jenes Ge-
biet gerathen, welches den dritten und letzten Abschnitt des
vorliegenden Buches, die eigentliche Störungstheorie, bildet.
Dieselbe wird hier im allgemeinen in der Weise behandelt»

welche seit Poi'sson üblich geworden ist. Man findet eine
recht übersichtliche Darstellung der Störungen in den recht-
winkligen Coordinaten, hierauf die Entwickelung der Störungs-
function im Anschluss an Leverrier, und die auf diese be-
gründete Darstellung der Methode der Variation der Constanten,
speciell der saecularen Veränderungen der Elemente, und der
Stabiiitätsbetrachtungen im Sinne von Lagrange, Laplace und
Poisson. Als besonders gelungen möchte Referent die fol-
genden Einzelheiten hervorheben. Die Definition der Stö-
rungen verschiedener Ordnungen ist durchaus sachgemäss
aufgestellt und die darauf beruhenden Betrachtungen instrucliv
aufgebaut. Die bei den saecularen Störungen in Excentricität
und Neigung auftretenden algebraischen Beziehungen sind
zum Theil besser , als in den meisten Lehrbüchern aus-
einandergesetzt. Die Eigenschaften der bekannten und viel
behandelten Determinantengleichung sind mit den betreffenden
Untersuchungen über die Transformation quadratischer Formen
in gehörige Verbindung gebracht. In letzterer Beziehung
wäre vielleicht noch hinzuzufügen, dass genannte Determi-
nante ngleichung in der That nur ungleiche Wurzeln hat. Dass
gleiche Wurzeln bei zwei Planeten nicht vorkommen können,
lässt sich sofort einsehen, und auch für 3 Planeten kann man
diese Eigenschaft ohne Schwierigkeit streng nachweisen.
Für mehr Planeten ist dieser Beweis, so viel Referent weiss,
noch nicht geführt worden. Es scheint aber doch diese
Thalsache auch hier bestehen zu bleiben.

Dagegen hat Referent in formaler Beziehung dem Ver-
fasser den Vorwurf zu machen, dass er sich über den all-
gemein üblichen Sprachgebrauch der Astronomen nicht ge-
nügend informirt hat. Die Folge davon ist, dass in ganz
feststehende Begriffe eine Verwirrung hineingetragen wird,
die einem Lehrbuche, das doch zum Theil für Anfanger in
astronomischen Dingen bestimmt ist, nicht zum Vortheil ge-
reichen kann. Der Verfasser versteht nämlich dutchgehends
unter absoUiten Störungen einfach die Coordinatenstörungen
und setzt sie in Gegensatz zu den Veränderungen der Ele-
mente. Ferner nennt er specielle Störungen solche, welche
für einen bestimmten Augenblick als verschwindend betrachtet
werden, bei deren Berechnung also die Integrationen von
dieser Zeit an genommen werden. Diese Definitionen sind
nun durchaus nicht die gebräuchlichen. Absolute oder auch
allgemeine Störungen heissen vielmehr einfach solche, welche
durch allgemeine, also in der Hauptsache analytisch ausge-
führte Integrationen gewonnen sind, ganz gleichgültig, ob
man die Elemente oder direct die Coordinaten ablc'^^''
Unter speciellen Störungen dagegen versteht man vqj^ je^*^

l82

solche, die durch mechanisch berechnete Integratioaen er-
halten werden. Im Zusammenhang mit diesem offenbaren
Missverständniss dürfte es wohl auch stehen, dass im vor-
liegenden Buche die Begriffe der osculirenden und der
mittleren Elemente nirgends erwähnt, noch weniger erklärt
werden. Eine Darlegung, was die letzteren bedeuten und
wie sie gewonnen werden, ist aber um so unerlässl jeher, als
diese Frage eine nicht ganz leichte ist und erfahrungsgemäss
gerade dem Anfänger nicht geringe Schwierigkeiten darbietet.
Wie sich der Verfasser zu den viel besprochenen und
so überaus wichtigen Betrachtungen über die Stabilität des
Sonnensystems stellt, ist nicht mit Sicherheit zu erkennen.
Die Frage, ob das Sonnensystem stabil oder nicht stabil sei,
ist doch in der Hauptsache gleichbedeutend mit der: sind
die Störungen, welche die Planeten erleiden, rein periodischer
Natur, oder kommen wirklich saeculare Glieder in den Coor-
dinaten vor? Man kann ja die Frage noch enger fassen
und zu wissen verlangen, ob die jetzigen Verhältnisse im
Sonnensystem immer nur wenig alterirt werden. Strenge ge-
nommen ist diese Fassung die richtigere, aber ihre Beant-
wortung scheint ungleich schwerer zu sein, als die der zuerst
genannten Aufgabe, weshalb sie hier ganz ausser Beachtung
bleiben mag. Wenn nun der Verfasser (S. 244) sagt:

„Die Erkenntniss dieser vollkommenen Stabilität ist
das schönste Resultat, welches man den Untersuchungen
eines Lagrange und Laplace über unser Planetensystem
verdankt. Die Befürchtungen, dass im Laufe der Jahr-
tausende die gegenseitige Anziehung der Planeten
schliesslich einen Zusammenstoss derselben herbeiführen
könne, sind hiernach vollständig zerstört; es werden
vielmehr die Planeten im Laufe der Zeiten ebenso re-
gelmässig um die Sonne kreisen, als ob diese allein
ihnen vermittelst des Gesetzes der Schwere ihre Bah-

so ist dieses Resultat durchaus nicht als irgendwie bewiesen
anzusehen. Jedenfalls im Widerspruche hiermit steht der
Satz auf S. 275:

„Der Zustand des Gleichgewichtes unseres Planeten-
systems ist durch die ausserordentlichen Anstrengungen
der Mathematiker für nach menschlichen Begriffen sehr
lange Zeiten, aber nicht für immer erwiesen."
Aus dieser Aeusserung darf man wohl schliessen, dass
der Verf. sich den obwaltenden Bedenken trotz der früheren
Bemerkungen nicht verschlossen hat. Nach Meinung des Re-
ferenten aber soll ein Lehrbuch sich nicht scheuen, den
wahren Sachverhalt unverblümt auszusprechen. Geistern vom

■83

Range eines Lagrange, Laplace und Poisson gegenüber wird
niemand sich dem Vorwurfe aussetzen, ihre grossartigen Leis-
tungen durch eine kleinliche Kritik bemäkeln zu wollen,
wenn er offen ausspricht, dass die berühmten Stabilitäts-
unteTsuchungen auT einem logischen Fehlschlitsse beruhen.
Selbst wenn z. B. die Entwickelung der Störungen in den
grossen Axen auch in den höheren Potenzen der störenden
Massen nur periodische Glieder hervorbrächte , wäre der
strenge Nachweis der Convergenz dieser Entwickelung un-
bedingt nöthig, wenn man aus ihr auf eine Stabilität in den
grossen Axen schliessen wallte. Nun hat man aber gezeigt,
dass dieselbe Kntwickelung, nach welcher für die ersten
beiden Poten/en der Massen die Constanz der grossen Axen
folgt, bei Mitnahme der dritten und vierten Potenz die
Zeit ausserhalb der periodischen Functionen erscheinen lässt,
und der begangene Zirkelschluss kann wohl kaum deutlicher
zu Tage treten. £s ist selbstverständlich, dass niemand aus
diesem analytischen Resultat den Schluss ziehen wird, die
grossen Axen seien nun wirklich saecular veränderlich. Aber
mit absoluter Sicherheit rouss ausgesprochen werden, dass
die älteren Methoden bisher sich nicht als geeignet erwiesen
haben um die Frage nach der Stabilität des Planetensystems
zu beantworten.

Nachdem Referent den wesentlichsten Inhalt des vor-
liegenden Werkes kurz besprochen hat, kommt er auf die
oben gestellte Frage zurück, ob die vom Verfasser getroffene
Auswahl aus dem überreichen Stoffe als eine ansprechende
bezeichnet werden kann. Die Meinung über die grössere
oder geringere Wichtigkeit der einzelnen Gegenstände, welche
bei einer Theorie der planetaren Störungen (wobei die Be-
schränkung auf die grossen Planeten exci. Monde vom Ver-
fasser ausdrücklich gemacht worden ist) zur Sprache kommen
sollen, wird in erster Linie von dem Standpunkt abhängen,
von welchem wir die Sache betrachten. Nun scheint die
ganze Tendenz des vorliegenden Werkes darauf hinzuweisen,
dass der Verfasser in erster Linie bei der Auswahl das In-
teresse als bestimmend hat wirken lassen, welches die ein-
zelnen Theorien in rein mathematischer Beziehung gewäh-
ren. Wenngleich Referent im vorliegenden Falle, wo es sich
um Aufgaben handelt, die von der Astronomie gestellt wur-
den und die für die Astronomie zu lösen sind, diesen Stand-
punkt nicht für ganz berechtigt hält, so will er doch densel-
ben einnehmen. Dann wird die getroffene Auswahl im all-
gemeinen nicht gerade ungünstig zu beurtheilen sein, wenn-
gleich Vieles in dem vorliegenden Buche vermisst wird, was
man dort billiger weise zn suchen berechtigt ist. Es ist

schon oben erwähnt worden, dass die Variation der Bahn-
elemente auagedrllckt durch die Kraftcomponenten und die
sich daran schliessende Erwähnung der Grundlagen der Me-
thode der apeciellen Störungen vom Verfasser ganz über-
gangen sind, was in Anbetracht der grossen Wichtigkeit dieser
Methoden zu bedauern ist. Von hervorragendem praktischen
Interesse und von geradezu wunderbarer mathematischer
Schönheit ist ferner das Gauss'sche Tlieorem über die saecu-
laren Störungen. Die betreffende Gauss'sche Abhandlung
ist bekanntlich auch in rein mathematischer Beziehung für
die Berechnung elliptischer Integrale von so durchgreifender
Bedeutung geworden, dass es sehr befremdlich erscheinen
muss, in dem vorliegenden Werke auch nicht die kürzeste
Andeutung darüber zu finden. Die neueren Untersuchungen
scheint der Verfasser, und zwar wohl mit Absicht, überhaupt
nicht berücksichtigt zu haben. Er würde sonst die so wich-
tigen Gyld^n' sehen Untersuchungen, welche einen grossen
Eintluss auf die neuere Production in diesem Gebiete üben,
nicht mit den wenigen und wohl auch nicht ganz entsprechen-
den Worten abgethan haben, die er ihnen widmet Umsonst
wird man ferner etwas über die interessanten Fragen suchen,
welche Lindstedt angeregt hat, und selbst die schönen Un-
tersuchungen Tisserand's Über die Entwickelung der Störungs-
function, welche gerade wegen der überraschenden Eleganz
ihrer Resultate jeden Mathematiker im höchsten Grade inter-
essiren müssen, sind ganz unerwähnt geblieben.

H. Seeliger.

O. V. Schiaparelli, Osaervazioni sulte stelle doppie.

Serie prima comprendente 1e misuie di 465 sistemi eseguile col

lefratlore di olto pollici di Merz negli anni 1S75— 18S5. (Pubbli-

cazioni del Reale Osservalorio di Brera in Milano. Nr. XXXIII).

Mit iTaTeln. Milano iSSS. LXXXV, 144 S. 4".

Der achtzöllige Refractor von Merz in München wurde

im Jahre 1S65 an die Sternwarte in Mailand abgeliefert,

konnte aber erst im Jahre 1874 aufgestellt werden, und 1S75

begannen die Beobachtungen damit. Vor dieser Zeit hatte

die Sternwarte nur Instrumente untergeordneter Art, unter

welchen der Graham'sche Aequatoreal-Sector während des

Zeitraums 1775 bis 1875 dasjenige war, an welchem alle Be-

obachtimgen von Cometen und kleinen Planeten angestellt

wurden.

Das Fernrohr des Merz'schen Refractors hat 8 Pariser
Zoll (218 mm) Oeffnung und 116 P.Z. (3.15m} Focallänge;

t8S

das Rohr besteht aus Holz. Die etwas grünliche t'ärbung
des Objectivs thut im Vergleich mit den Leistungen anderer
Femröhre der Durchsichtigkeit keinen Abbruch. Bei liellen
Sternen zeigt sich der den Fernröhren Merz'scher Construction
eigenthümliche violette Halo, der seinen Grund in dem Um-
stände hat, dass hauptsächlich auf die Vereinigung der rothen
und gelben Strahlen Rücksicht genommen ist ; bei Anwendung
eines gelben Glases verschwindet diese Erscheinung, und die
Bilder sind so gut, wie man nur von einem achtzölligen Fern-
rohr erwarten kann. Nach der Theorie der Beugung lässt
ein Objectiv von 218 mm OefFnung bei einem Stcfrnscheibchen
den Raum innerhalb des ersten dunkeln Beugimgsringes unter
einem Winkel von if'37 erscheinen; in der That stellt sich
Sirius unter einem Winkel von etwa i" dar und Sterne zehnter
Grösse unter of'2 bis of'3. Verf. hat die Durchmesser der
Lichtscheiben einer grösseren Reihe von Sternen gemessen ;
126 Bestimmungen geben nach Gruppen geordnet:

Gruppe

Grösse

Durchmesser

4.52

o."7i

6.18

0.64

UI '

6.91

0.59

7.40

0.61

7.70

0.59

8.IS

0.57

wo die Abnahme des Durchmessers mit der Helligkeit er-
sichtlich ist. Verf. bringt hier verschiedene Eigenthümlich'
keiten zur Sprache, die sich bei Bildern von Doppelsternen
zum Theil infolge des Dazwischen treten s der Beugungs-
ringe zeigen. Wenn der Abstand der beiden Componenten
eines Doppelstems gleich . der Summe der Radien der beiden
Lichtscheiben ist, so müsste eine geometrische Berührung
stattfinden, in Wirklichkeit tritt aber zwischen denselben eine
trennende, dunkle Linie auf, deren Breite Verf. auf of i
schätzt, und die dahin zu erklären ist, dass die Helligkeit
der Scheiben nicht gleichmässig ist, sondern nach dem Rande
hin schnell bis zur Unmerklichkeit abnimmt. Eine andere
Störung entsteht, wenn der Abstand zweier Sterne nahe gleich
dem Halbmesser des ersten hellen Ringes, also hier etwa
of'93 ist, indem dann der schwächere Begleiter mit diesem
Ringe zusammenfallt und entweder überstrahlt wird oder in
länglicher Form erscheint. Bei einem Femrohre von idealer
Vollkommenheit werden die Sternscheiben und die sie um-
gebenden Ringe vollkommen kreisrund sein und, da die
Durchmesser der Scheiben in Bogenwerth reciprok der Ob-
jectivöfFnung sind, so wird ein Fernrohr mit kleiner Oefihung

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 23. IJ

t86

Vethältnissmäsatg besser geformte Bilder geben, als eines mit
grösserer Oeffoung, weil derselbe Gestaltfehler, welcher in
einem grossen Kreise kaum sichtbar ist, eine starke Ver-
unstaltung in einem kleinen Kreise hervorbringen kann. Bei
dem Mailänder Objectiv ist die Kreisform nicht vollkommen
erreicht ; bei Vergrösserungen unter 300 und bei Sternen unter
der fünften Grösse zeigt sich freilich kein Fehler, aber bei
helleren Sternen zeigen starke Vergrösserungen nach drei
verschiedenen Richtungen hin kleine Hervorragungen, die
allerdings nicht über of'05 hinausgehen, aber doch dem
Auge bemerkbar sind. In denselben Richtungen erscheinen
dagegen die Beugungsringe dünner und weniger hell, gleich-
sam als wenn das Licht der Her vorrag ungen auf Kosten der
Ringe entstanden wäre. Am hellen Tage und bei starker
Feldbeleuchtung bleiben nur die hellsten Theile der Ringe
sichtbar und erscheinen dann als drei Menisken. Eine Zeich-
nung gibt den Anblick von y Virginis eine halbe Stunde vor
Sonnenuntergang. Eine ähnliche Erscheinung hat zuweilen
Dembowski in Gallarate beobachtet; in Mailand zeigt sich
jedoch keine Beziehung zur Horizontalen, die Abweichungen
hängen daher unzweifelhaft mit einem Mangel an Symmetrie des
Objectivs in Bezug auf seine Axe zusammen, sei es infolge
der Befestigungsart oder infolge ungleicher Dichtigkeit der
Gläser; ersteres ist wahrscheinlicher, indem nämlich cHe
Richtungen der Hervorrag ungen nahe auf die Punkte weisen,
wo die Stanniolplatten zwischen Crown- und Flintglaslinse
liegen. Diese Eigenschaft des Objectivs wirkte bei der Mes-
sung von Fositionswinkeln einiger Paare mit helleren Haupt-
stemen zuweilen etwas störend.

Unter den sieben positiven Ocularen mit Vergrösse-
rungen von 87 bis 690 hat sich das Ocular V, Vergrösserung
417, Gesichtsfeld ^'.-j, als das für Doppelstemmessungen am
besten geeignete gezeigt.

Das Fadenmikrometer enthält einen festen und einen
beweglichen Faden, und um verschiedene Theüe der Schraube
anwenden zu können, ist ersterer durch eine ungetheüte
Schraube verstellbar; ein dritter Faden steht rechtwinklig zu
den beiden. Die Dicke der Fäden beträgt o"68, der Po-
sitionskreis lässt sich auf Minuten ablesen. Der Werth einer
Umdrehung der Schraube wurde aus Durchgängen von Ae-
quatorstemen bestimmt. Die Ablesung der Ocuiarscala än-
dert sich nach Focusirungen bei verschiedenen Temperaturen
um 0.0850 mm für 1° C, und fügt man die Ausdehnung
lies Rohres, welches zum grössten Theile aus Holz und zum
kleineren aus Messing besteht, hinzu, so ergibt sich eine
Vergrösserung der Brennweite von o. 1035 mm bei i°C. Tem-

peratununahme. Berücksichtigt man noch die Ausdehnung
der stählcmen Mikrometerschraube, und ist D^ eine mit dem
für o" geltenden Schraubenwerth berechnete Distanz, während
D der Beobachtungstemperatur T entspricht, so ist
D=Dc ( I — 0.0000209 T)
Für T — yP und bei einer Distanz von 32" beträgt die
Verbessemng nur — of'020. VerC vergleicht diesen Co-
efficienten mit Ergebnissen für andere Femröhre mit Hok-
rohr; er beträgt nrmilich in Einheiten der siebenten Decimal-
stelle beim

Dorpater Refractor — 2i2 nach W. Struve

Pulkowaer > — 178 » W. Struve

Königsberger Heliometer — 154 ■ Auwers
Bonner » — 200 ■ Winnecke und Krueger,

Dagegen hat Elkin für das HeUometer des Yale Col-
lege keine Einwirkung der Temperatur gefunden, und für
die kleinen, wie dieses mit Metalhohr versehenen Heliometer
der deutschen Venus-Commission betragen die Coeflicienten
nach Beobachtungen von Stemabständen bei verschiedenen
Temperaturen :

Breslauer Heliometer — 25

Gothaer » — 45

Göttinger » — 65

Berliner • — '55

Hamburger » — 91

Ref. möchte hier noch das Resultat seiner Untersuchun-
gen am Strassburger achtzehnzölligen Refractor beifügen.
Nach dem Bericht A. N. 2848 stellt sich dieser Coefficient
aus Stembeobachtungen auf — 366
aus linearen Messungen auf — 399
Die Durchgangsbeobachtungen zur Bestimmung des
Seh raub enwerthes sind mit Benutzung verschiedener Stellen
der Schraube ausgeführt, wonach die Schraube als gleichförmig
zu Iwtrachlen ist. Zur Untersuchung der periodischen Fehler
wurde dem Faden mikrometer ein anderes, gleichfalls von
Merz herrührendes gegenübergestellt, und durch eine da-
zwischen geschobene Linse erschien das Bild des Mikrometers
vergTössert im Hülfsmikrometer, so dass einer Umdrehung
des ersteren dreissig des letzteren entsprachen. Das zu
untersuchende Mikrometer wurde dann von Zehntel zu Zehntel
Umdrehung verstellt und der Faden mit dem des Hülfsmik-

Umdrehung frei von den periodischen Fehlern der Schraube
des Hulfsmikrometers bestimmt, indem hierbei nur ganze Um-
drehungen zur Geltung kamen. Die Untersuchung wurde zu
drei verschiedenen Zeitpunkten ausgeführt, innerhalb welcher
das Mikrometer zum Zwecke der Reinigung gänzlich aus
einander genommen war. Das ErgebnJss der Untersuchung
lässt sich in folgende Worte zusammenfassen: Die Schraube
kann in Bezug auf periodische Fehler innerhalb der unter-
suchten sechs Umdrehungen als gleichförmig betrachtet werden.
Bei den Untersuchungen, sowohl vor als nach der Reinigung,
zeigen sich erhebliche Unterschiede in den periodischen
Fehlern bei directer und retrograder Bewegungsrichtung der
Schraube, und zwar sind die Fehler bei letzterer kleiner, ob-
wohl man der Construction des Mikrometers gemäss das Ge-
gentheil erwarten sollte, indem bei directer Bewegung die
Kndflüche der Schraube den Schlitlen fortschiebt, bei retro-
grader Bewegung dagegen ein geringes Schlottern der
Schraube zwischen ihren Widerlagen eintreten könnte. Bei
der directen Bewegung lassen sich die Fehler vor und nach
der Reinigung durch die Ausdrücke o''o527 sin (19°+^)
und of'oöiS sin {ii2'^-\-«f:) darstellen, worin die Constanten
als dieselben zu betrachten sind und sich der Unterschied
im Argument dadurch erklären lässt, dass die auf Reibung
sitzende Trommel nach der Reinigung eine andere Stellung
annahm. Bei der retrograden Bewegung hat man die Aus-
drücke of'0162 sin (9°+9') und o''o2i6 sin (2aa°-\-tp); hier
hat sich also das Argument um igg" verschoben gegen 63°
bei der directen Bewegung, Vergleicht man die für sechs
verschiedene Umdrehungen erhaltenen Werthe der perio-
dischen Fehler mit einander, so ergeben sich daraus die wahr-
scheinlichen Fehler für einen der an zehn verschiedenen
Punkten einer Umdrehung bestimmten Werthe der periodischen
Fehler

tintenuchung I, Bewegung direcl + o,"oo46, retrograd 4; O.'oojl
» 11 > » +0,0038 . J; 0.0062

Während also vor der Reinigung auch die innere Ueber-
cinstimmung der Beobachtungen für die periodischen Fehler
bei retrograder Bewegung die grössere war, hat sich nach
der Reinigung das Verhältniss umgekehrt, vermuthlich weil
der Contact mit dem Schlitten sich vor der Reinigung nach

MI + oroioo

+ o."oo3i

+ 0

Olli

■'- 0.''00T4

3.1 + 0.0308

-f 0.0034

— 0

oocp

+ 0.0020

3.3 +0.0416

±0.0011

— 0

0055

+ 0.0031

M + 0-OIS9

+ 0.0019

— 0

0278

+ 0.0037

D.S —0.0138

+ 0.0017

— 0

0199

+ 0.0032

J.6 — 0.0323

+ 0.0014

— 0

0203

+ 0.0016

3.7 — 0.0426

+ 0.0032

— 0

0080

+ 0.0043

3.8 — 0.0203

+ 0.0030

+ 0

0176

+ O.0O29

J.9 —0.0017

+0.0042

+ 0

0:42

+ 0.0031

.0 +0.0115

+ 0.0036

+ 0

01S9

+ 0.001s

Alle Messungen sind bei directer und bei retrograder
Bewegung der Schraube ausgeführt; am besten wäre vielleicht
gewesen sich ausschliesslich der retrograden Bewegung zu
bedienen. Uebrigens sind die Verbesserungen nicht in Rech-
nung gebracht worden.

Schiaparelli hat die Doppel sternbeobachtun gen haupt-
sächlich ausgerahrt um freie Zeit zwischen anderen Beobach-
tungen ausEuffillen und in erster Linie Sternpaare aus dem
Dorpater Catalog und von erkannter Bahnbewegung ausge-
wählt. Gegenden von geringer Poldistanz sind wegen der
grossen Verändedichkeit der Richtung der optischen A.\e
des Fernrohrs vermieden. Beobachtungen \on Circumpolar-
stemen zum Zwecke des Studiums der systematischen Fehler
sollen deshalb später an einem grösseren und stärkeren In-
strumente ausgeführt werden. Doppelsterne mit Begleitern
unter zehnter Grösse wurden nur ausnahmsweise beobachtet,
da dieselben, wenn auch sonst sichtbar, keine Beleuchtung
vertragen und in der Nähe hellerer Sterne überstrahlt wer-
den; es war z. B. nicht möglich den Begleiter von J Cygni
zu sehen und den des Sirius zu messen, und die Struve'schen
Reliquae unter g " waren schon schwierig.

Ein Theil der in diesem Buche enthaltenen Resultate
ist schon früher bekannt gemacht, nämlich A.N. 2132 — 33
und in der Schrift: Schiaparelli, Misure dl alcune stelle dop-
ple di rapide movimento orbitale, Milano 1Ö82, die also
durch die vorliegende vollständige Bekanntmachung neben-
sächlich geworden sind.

Die Messung der Positionswinkel geschah auf mehrfache
Weise, entweder durch Einstellen zwischen zwei Parallelfäden
von 4."5 Distanz oder dadurch, dass ein Faden abwechselnd
an der einen oder der anderen Seite des Doppelsterns par-
allel der Verbindungslinie der beiden Componenten gestellt

Art der Messung verwarf und sie von W. Struve nicht em-
pfohlen wurde. Verf. meint aber, dass die Halbirung, die
an beiden Seiten des Fadens gleiche Lichtllächen übrig lässt,
in diesem Falle gerade recht geeignet sei. Der an so ent-
legenen Orten auch verschiedene Zustand der Luft mag wohl
auf das ürtheil der Beobachter über die zweckmässigste Be-
obachtungsart von Einfluss gewesen sein.

£s wird meistens empfohlen, bei Doppelstembeobach-
tungen den Kopf vertical zu halten, bei schräger Lage der
Verbindungslinie der Sterne erblickt Verf. aber darin für
sich eine erhebliche Fehlerquelle, und er hat daher den Kopf
so geneigt, dass die Verbindungslinie der Augen entweder
parallel oder rechtwinklig zu der der Sterne stand. Verf.
hat über diesen Punkt in den ersten Jahren keine Aufzeich-
nungen gemacht, später dagegen durch Buchstaben die Lag'e
des Kopfes bezeichnet. Bei gleich oder nahe gleich hellen
Sternen bedeutet /, {longo, der Lange nach), dass die Ver-
bindungslinie der Sterne parallel der Längenase des Gesichtes,
und T (traverso, quer), dass dieselbe parallel der Verbin-
bindungsliaie der beiden Augen war. Bei ungleich hellen
Sternen sind die Bezeichnungen A B D und 5 unterschieden,
welche bedeuten, dass der Begleiter gegen den Hauptstem
in alte (oben), in basso (unten), a destra (rechts) oder a
sinistra (links) in Bezug auf die Längenane des Gesichts
stand. Zuweilen ist in zwei entgegengesetzten Lagen beob-
achtet und dann aus beiden Messungen das Mittel genommen.

Bei den Distanzraessungen ist nach den Vorschriften
von W. Struve verfahren, indem zur Vermeidung der Beob-
achtungen der Fadencoincidenzen doppelte Abstände ge-
messen sind, und zwar immer mit directer und retrograder
Bewegung. Bei Abständen grösser als l" wurden beide Sterne
mit einem Faden halbirt, bei of'7 bis i" Abstand wird diese
Messung wegen der Fadendicke schon zweifelhaft, und unter
o''7 kann dieses Verfahren nicht mehr angewandt werden.
In diesem Falle wurde auf verschiedene Weise verfahren.
Zuweilen wurden die zugewandten Ränder der beiden Fäden
in äussere Berührung mit beiden Sternscheiben gebracht und
von den so gemessenen Distanzen zunächst eine Fadendicke
=^0."68 subtrahirt um eine Grösse gleich der Summe der
Durchmesser beider Scheiben und des Zwischenraumes zu
erhalten, woraus mit einer Schätzung des Verhältnisses der
letzteren drei Grössen der Abstand der Mittelpunkte und die
Durchmesser der Scheiben bekannt wurden. Dieses Verfahren
ist für Abstände von o"') bis x'.'z sehr geeignet, setzt aber
ruhige Bilder voraus. Ein anderes bei schwachen Begleitern
angemessenes Verfahren besteht darin, den hellen Stern durch

einen Faden zn halbiren und di;n schwächeren in die Mitte
zwischen diesen und den anderen Faden zu bringen, jedoch
ist letztere Einstellung wegen Störung durch den helleren
Stern systematischen Fehlern unterworfen. Verf. hat eine
grössere Zahl von Sternpaaren zusammengestellt, fHr welche
sowohl Messungen als Schätzungen vorbanden sind. In Grup-
pen zusammengezogen ergeben sich die Mittelwenhe

iter eemessenen Distanzen der geschitzten Distanzen Unteischied

M * S M-S

o."?!! o.'666 +o.'046

0.842 0.817 -i-o-o^S

0.960 0.960 0.000

1.070 I.OSO —O.OIO

1.27c I.J48 +0.023

1.S17 >-4S4 +0-073

Zwischen o."6o und o''q6 sind also diu gemessenen Ab-
stünde grösser, zwischen i''o und i"i findet nahezu Gleich-
heit statt, und darüber hinaus werden die gemessenen Ab-
stände wieder grösser, aber bei i"$ beginnen die Schätzun-
gen wenig Werth zu haben.

Verf. bespricht des weiteren seine Erfahrungen über
die Beschaffenheit der Bilder und die Zahl der in einem
Jahre zu Doppelsternmessungen geeigneten Beobachtungs-
stunden, und sodann die scheinbaren Verlängerungen von
Bildern tief stehender Sterne infolge der atmosphärischen Dis-
persion, wobei leicht eine längliche Form des Sterns auf eine
Duplicität schliessen lässt. Verf. hat die Figur des optischen
Bildes eines Sterns unter verschiedenen Annahmen über das
Verhältniss der Grösse der Oscillation zum Durchmesser der
Lichtscheibe berechnet und in grossem Massslabe auf Tafel II
zur Darstellung gebracht.

Das ganze Werk ist in vier Theilc getheili; der erste
enthält die Sterne des Dorpater Catalogs, nämlich 31 60 Mes-
sungen von 336 Steinen, der zweite 26b Beobachtungen von
53 Sternen des Pulkowaer Catalogs, der dritte 195 Messun-
gen von 46 Bumham'schen Sternen und der vierte 160 Beob-
achtungen von 30* verschiedenen Systemen. Im ganzen sind
ijSl Beobachtungen an 4Ö5 Paaren angestellt.

Für den wahrscheinlichen zufälligen Fehler einer Beob-
achtung hat Verf. folgende Ermittelungen gemacht:

1. XXXVl sieht, wohl durch einen Druckfehler, 3(,

war der Körper gewöhnlich besser gestützt, nur bei Zenith-
Sternen war die Lage etwas unbequem. Für diese Abthei-
lung sind zwei Unterabtheilungen unterschieden, nämlich die-
jenigen Paare, bei denen der Grössen unterschied der beiden
Componenten nur gering ist und wo daher die um i8o°
•von einander verschiedenen Richtungen als dieselben be-
trachtet werden können, und diejenigen mit grösseren Hel-
ligkeit sunterschieden. Im ersteren Falle zeigt sich weder eine
Abhängigkeit der Unterschiede L — T vom Unterschiede der
Helligkeit, noch von dem Abstände, noch von der Zeit der
Beobachtung. Unter der Annahme, dass diese Unterschiede
umgekehrt proportional der Quadratwurzel aus dem Abstände
sind, hat Verf. dieselben auf den Abstand =i" reducirt,
und es ergibt sich dann ein mittlerer Unterschied von o?9i,
der bei i" Abstand im Bogen einen zu vernachlässigenden
Werth gibt.

IV. In der Kategorie mit He lligkeits unterschieden von
mehr als einer Grössenklasse sind vier Unterabtheihingen
AD, AS, BS und B D nach der obigen Bezeichnung ge-
macht ; die Beobachtungen sind hier nicht zahlreich genug,
aber es scheint erwiesen, dass auch hier von 3)'stematischen
Fehlern nicht die Rede sein kann.

V. Zum Schluss sind noch die Beobachtungen von
Stempaaren untersucht, bei denen die Messungen infolge
der Gestalt der Bilder Schwierigkeiten boten ; hier zeigen sich
bei wiederholten Messungen des Doppelsterns fHerculis, wo
der grössere Stern dreieckig erscheint, ziemlich regelmässig
dieselben Unterschiede, nämlich im Sinne /. — T im Mittel
— 2?44 bei [''5 Abstand. Mit Ausnahme dieses einen Fehlers
zeigen sich also nur noch bei niedrig stehenden Sterapaaren
Unterschiede, wenn der Körper in eine unbequeme Lage ge-
bracht wird; im übrigen sind die Positions Winkel frei vom
Einflüsse der Lage des Kopfes.

Ueber den Einfluss der Richtungen gegen den Vertical
auf die Messungen von Doppelsternen erhalt man Aufschluss
durch Beobachtungen von Circumpolarsternen nach dem Vor-
schlage von Dembowski; dieselben erfordern aber viel Zeit
und müssen auf längere Zeiträume ausgedehnt werden, inner-
halb welcher die AufTassungsweise vielleicht selbst veränder-
lich ist. Schneller gelangt man durch Anwendung eines Ocu-
lar-Prismau zu Resultaten.

Eine weitere Prüfung der vom Verf. erhaltenen Mes-
sungen ergibt die Vergleichung mit denen von Dembowski,
die mit annähernd denselben Hülfsmitteln etwa 12 Jahre
vorher angestellt sind. Etwaige Orts Veränderungen können
dabei aus der Vergleichung mit den 50 Jahre früheren Be-

194

obachtungen von W. Struve oder aus Interpolationsformeln,
die Dun^T in seinen Mesures microm^triques aufgestellt hat,
bestimmt werden. Sternpaare von starker Bahnbewegung,
sowie solche, deren Beobachtung schwierig war und deren
Bewegung nicht hinreicln?nd bekannt ist, sind bei der Ver-
gleichung ausgeschlossen. Das Ergebniss der zahlreichen Ver- >
gleichungen ist:

Klasse Abstände

VII— vm

-32

Sp-

-//

?40

+0?31

'36

O.I4

o.o8

■31

o.o6

o.o;

.01

0.05

Sp— ^

+0.054

Zahl der

Vergl.

"013

49 ^7

74 70

.009

83 8a

.011

65 6s

.024

26 16

.030

33 33

Im allgemeinen sind also bei Schiaparelli die Positions'
Winkel etwas kleiner und die Abstände etwas grösser als bei
Dembowski. Bringt man diese s)' st em atiseben Unterschiede
von den einzelnen Unterschieden, aus welchen diese Mittel-
werthe hervorgehen, in Abrechnung, so kann man aus den
Resten den wahrscheiolicben Werth £ einer Abweichung der
Grösse Schiaparelli — Dembowski vom betreffenden Mittel be-
rechnen. Berücksichtigt man, dass darin noch der EinHuss
/" der zufälligen Beobachtungsfehler für jeden der beiden
Beobachter enthalten ist, so erhält man auf Grund der für
Schiaparelli im obigen und für Dembowski in Vol. II seiner
Misure etc. enthaltenen Uebersichien über die wahrschein-
lichen Beobachtungsfehler unter der Annahme, dass für beide
Beobachter im allgemeinen 5 Beobachtungen zu einem Mittel
vereinigt sind, nach dem Ausdruck K'^F'^^G', in G den
vereinigten Einfluss des veränderlichen Theiles der systema-
tischen Fehler beider Beobachter und der von der nicht genau
bekannten Bewegung während der Zwischenzeit herrührenden
Fehler, Nimmt man ferner an, dass an diesen Unterschieden
jeder der beiden Beobachter gleichen Antheil hat, so ist noch
durch \2 zu dividiren. Verf. erhält auf diese Weise:

u
in

i?44 o,"o66
i.M 0.084
0,76 0.079
0.51 0.109

l?48 0."03q
0.7s 0.047
0.49 0.056
0,40 0.064

V-VI
VII-VIII

0.37 o.ijs
0.16 0.169

0.32 0,072
0.21 0.089

Dass für die Klasse I F grösser als E ist, rührt davon

195

her, dass bei der Berechnung von F die Messungen schwie-
riger Stempaare aus den Katalogen von O. Stnive und von
Dumham mitgenommen sind, die also bei der Vergleichung
der Beobachtungen in E ausgeschlossen sind. Für die übri-
gen Klassen scheinen die Unterschiede G mit ihrem regel-
mässigen Fortschreiten mit dem Abstände mehr als ein rech-
nerisches Resultat zu sein, jedoch sind diese Unterschiede
nur klein, und man kann daraus vielleicht mit Recht den
Schluss ziehen, dass sich die Unterschiede E durch zufällige
Beobachtungsfehler erklären lassen, für systematische Unter-
schiede also nur ein geringer Kaum bleibt, und sich somit
die Messungen der beiden Beobachter als mit einander ho-
mogen betrachten lassen. Ehe jedoch diese Schlussfolgerung
als verbürgt angesehen werden kann, müssen obige Reste
Sp und ir, welche sich zeigen wenn man von den einzelnen
Unterschieden Sp— ^ die Mittelwerlhe derselben für die ver-
schiedenen Klassen abzieht, also die übrig bleibenden Fehler
noch in Bezug auf eine etwaige Gesetzmässigkeit untersucht
werden. Zu diesem Zwecke hat Verf. noch den Einfluss
untersucht, den die Richtung der Verbindungslinie der bei-
den Componenten gegen den Vertical auf die Auffassungs-
weise hat. Verf. beobachtete meistens in der Nähe des Me-
ridians, Dembowski dagegen in gleichen Stunden winkeln vor
und nach dem Meridian durch gange. Beobachtungen dieser
Art mussten daher von der Vergleichung ausgeschlossen wer-
den und Verf. verglich nur solche Beobachtungen, bei denen
der Stundenwinkel der Beobachtung an beiden Orten nicht
mehr als eine Stunde verschieden war, und liess die wenig
zahlreich vertretenen Sterne der Klassen V — VIII und ferner
Paare von unregelmässiger oder nahezu länglicher Form un-
berücksichtigt. Er unterschied noch zwei Kategorien, näm-
lich Stempaare, bei denen der Unterschied der Helligkeiten
geringer als eine Grössenklasse war, und solche mit grösse-
ren Helligkeitsunterschieden.

In der ersten Kategorie wurden aus dem oben ange-
gebenen Grunde die im dritten und vierten Quadranten lie-
genden Positions Winkel um i^o'-' vermindert und folgende
.Mittelweithe gefunden:

/= 3?o und i83?o il>V^= +i?33 Jrs=+0."oii

+0.076
+0.03'

der Beobachtungen Einfluss auf die Unterschiede Sp — J
haben, ohne jedoch zu einem bestimmten Resultate gekommen

Das Gesammtergebniss dieser Untersuchungen Tasst der
.Verr. dahin zusammen, dass sich ausser den kleiuen con-
stanten Unterschieden bei niedrigen Sternen noch ein be-
stimmter regelmässiger Gang zwischen den beiden Be-
obachtern zeigt, dass Jedoch der systematische Theil dieser
Unterschiede so klein ist und sich so mit den zufälligen Be-
obachtungsfehlem vermischt, dass die Anwendung einer Cor-
rections Formel zur Reduction des einen Beobachters auf den
andern nicht angezeigt ist und daher die beiden Beob-
achtungsreihen als mit einander homogen betrachtet werden
können.

Verf. hat sich femer bemüht, die absoluten Fehler seiner
Doppel 3 temmessungen auf verschiedene Weise zu bestimmen.
Zunächst versuchte er es schon im Jahre 1877 mit einem
Apparate zur Herstellung künstlicher Sterne im Fernrohr
selbst, der ähnlich dem später von Bigourdan erdachten war.
Dieser Apparat ahmte die Erscheinung von Sternen sogar
mit den Beugungs ringen auf das vorzüglichste nach, aber
gerade durch die Güte dieser Bilder wurde Verf. davon über-
zeugt, dass die vollständig einwurfsfreie Einstellung eines Fa-
dens auf diese vollkommen ruhigen Bilder einerseits, und
die Einstellung auf die durch die Unruhe der Atmosphäre
und eine weniger regelmässige Uhrbewegung in beständiger
Wallung befindlichen Bilder wirkhcher Sterne andererseits zu
sehr verschiedene Thätigkeiten seien, als dass man versuchen
könnte Messungen der zweiten Art durch die ersteren zu
verbessern. Aus diesem Grunde hat Verf. die Messungen an
künstlichen Doppelstemen bald bei Seite gelassen.

Ein zweites Verfahren, systematische Fehler der Po-
sitionswinkel aufzufinden, gründet sich auf einen von Ormond
Stonc (A.N. 2246) gemachten Vorschlag. Die.se Fehler wer-
den eine Function des Sehwinkels V sein, unter welchem
das Bild eines Doppelsterns bei einer bestimmten Vergrüsse-
rung dem Beobachter am Ocular erscheint, und der Fehler
lässt sich etwa durch eine Reihe von der Form

ausdrücken, wo sich V aus dem bekannten Abstand des Dop-
pelsterns in Verbindung mit der angewandten Vergrösserung
in Graden und Theil en derselben berechnen lüsst, und a,6,r
<lie aus den Beobachtungen abzuleitenden Constanten sind,
Ist daher p der wahre Positionswinkel, jP der beobachtete,
so hat man die Beziehung

man sieht aus dem obigen, dass dabei beträchtliche Fehler
unterlaufen.

Eine dritte Methode zur Bestimmung absoluter Fehler
würde sich unter der Voraussetzung ergeben, dass die Mit-
tetwerthe aus den Messungen einer grossen Zahl von Beob-
achtern als fehlerfrei angesehen werden können, wenn man
dieselben entweder mit bekannten Bahn- Elementen oder In-
terpol ationsformeln auf einen gemeinschaftlichen Zeitpunkt
bezieht, oder wenn keine Bahnbewcgmig vorhanden ist. Aus
75 auf diese Weise ausgeführten Vergleichungen seiner Beob-
achtungen mit dem Gesammtresultat M der Messungen der
neueren Beobachter rindet Verf. das Resultat:

Zahl

Die Abstände des Verfassers stimmen also nahe mit
dem Mittel derjenigen der übrigen Beobachter überein, wäh-
rend die P OS itions winket etwas zu klein zu sein scheinen.

Viertens kann man die absoluten Fehler für Schiapa-
relli bestimmen, wenn man die oben mitgetheilten Verglei-
chungen seiner Beobachtungen mit denen von Uembowski
Sp — J mit den von O. Struve in Band IX der Observations
de Poulkova, S. (142) f. berechneten Reductionen V — ^ von
Deinbowski auf einen fehlerfrei messenden Beobachter be-
zieht. Es ergeben sich dann die absoluten Fehler für Schia-
parelli Sp — V folgen de rmassen :

Pos itions winke) Abstinde

Greaxender I I :: |

Klasse j Abstünde Sp-./j V—^ jSp—Vj Sp-^ , V—^ Sp— V
I f o*— 1" — o?4o|-|-o?98l— i?38'+o.'oJO|— O."i02-fo.'i2i

KlMse

Sp-M

P0S.-W.

Sp-M

Abstinde

— 1?35

+o?47

+ 0."032

+o'o3

-0.87

0.23

-0.0)6

III

0.16

+0.020

0.02

-O.S7

o.oS

-0.004

V-VIII

—0.04

o.u

+0.043

0.03

) 36+0.48— (

■'9 + :

VII— vni

-33

).6o| + i
J.04I-'
5.i3+(

.o6]|

.144 -

.84 +Q

.09+0

.29+0 .

.18+0.013+0.199-

.i2+o.054!+o.o67|-

»3

Infolge der starken Anhäufung der Fehler bei dieser
Art der Betrachtung Ist jedoch kaum ein zuverlässiges Re-
sultat zu erwarten, und dasselbe hängt vor allem von der

itu»^

X 1836-2-1831

i'isji— ^

.-^-Sp

+o,'oo3 +o'oii

— o.'os6 +o."oi6

-0.-02O +0.-013

+0.003 O.OII

+0.0SS 0.008

+0.011 O.OII

+0.024 O.OOS

—0.061 0.009

+0.032 O.OIJ

— 0,006 0.004

-0.048 O.OII

V-VI

+0.076 0.017

+0.010 0.008

—0.013 0.024

vn-vrii

+0.040 0.028

+0.017 0.009

-- O.0S4 0.030

Durch Addition der ersten beiden Reihen erhält man
i 1836—.^ und durch Addition aller drei Reihen .5 1836— Sp,
und wenn, wie \V. Struve glaubte, die Reihe S 1836 fehler-
frei ist, so würden die Grossen * 1836 — ^ und —1836 — Sp
die absoluten Correctionen für Dembowski und Schiaparelli
nach den Beobachtungen an künstlichen Doppelsternen in
Dorpat geben. Hiermit werden im folgenden nun dieselben
Correctionen nach den Untersuchungen von O. Struve in
Pulkowa verglichen und neben die Über Dorpat erhaltenen
Correctionen gestellt, nämlich:

Dorpat ' Palkowa

Klasse

Cort. ^

Corr. Sp

-o."o53 ±o."oi9

-o.'073 +o.'o23

+0.058 0.014

+0.044 0.017

+0.04S 0.012

—0.016 0.015

- -0.026 0.014

— 0.023 O.OlS

V-VI

-0.086 0.019

+0.063 0.031

II- vm

+0.057 0-030

+0.003 0.041

+0.067

Es zeigt sich hier also eine vollständige Nichtüberein-
stimmung; bei -4 sind wenigstens die Zeichen in beiden
Reihen dieselben, wenn auch die Grössen selbst verschieden
sind, bei Sp ist aber der Unterschied in jeder Beziehung
erheblich. Aus diesen beiden widersprechenden Reihen einen
Mittelwerth zu bilden würde keinen Sinn haben, eben so wenig
lässt sich behaupten, dass eine dieser beiden Reihen richtig
und die andere unrichtig sei, denn beide sind nach ähnlichen
Methoden bestimmt und unterscheiden sich nur durch die
Zeit und die Person des Beobachters, nur hat O. Struve mit
etwas grösserer Zurückhaltung als W. Struve die Annahme
gemacht, dass die an künstlichen Doppelstemen bestimmten
Correctionen auf die an wirklichen Sternen angestellten Mes-
sungen angewandt werden können. Dies ist aber gerade der
wunde Punkt, und die vorangehenden Untersuchungen klären
keineswegs die Zweifel auf, die O. Struve darüber schon in

ioi

wasche na werth macht, weshalb der Veir. selbst diese Paafe
auch am i8zöl!igen Refiactor beobachtet hat.

Als Appendix folgen noch die Mittelwerthe der Beob-
achtungen einiger Doppelsterne am i8 zölligen Refractor von
Mera-Repsold in der Zeit von Juni 1886 bis Mai 1888. Nach
Abschluss der Beobachtungen am 8 zölligen Rerractor im
Jahre 1885 hat nämlich Verf. die Doppelstembeobachtungen
im Jahre 1886 am grossen Femrohre in Angriff genommen,
deren ausführliche Bekanntmachung später erfolgen wird.

Unter diesen Systemen befinden sich auch solche von
schneller Bahnbewegung und solche, fär welche zur Entschei-
dung der Bewegung neuere Beobachtungen erforderlich sind.
Wilhelm Schur.

Ob&ervations astronomiques faites par B. d'Engelhardt

dsns son observatoire i Dreade. Avec qustre planches. Premiire

paitie. 3ZoS. Dresde iSEä. 4°.
Der Verfasser hatte sich im Jahre 1877 auf einem Privat-
grundstücke in Dresden eine Sternwarte errichtet, deren
Hauptinstrument ein in einem Drehthurme parallaktisch auf-
gestellter Refractor mit 204 Millimeter Oeffhung von der
Firma Howard Grubb in Dublin war. Die für ihn unbequeme
Lage des Observatoriums veranlasste ihn jedoch, dasselbe
aufzugeben und unmittelbar neben seiner Villa in Dresden
(Liebigstrasse 1) im Jahre 1879 ein neues zu errichten. Die
Gebäulichkeiten dieses letzteren bestehen aus einem Dreh-
thurme von 5 Meter Durchmesser im Lichten, einem Meridian-
zimmer und einem auf dem Dache der Villa angebrachten
kleinen Drehthurme als Beobachtimgsposten für Cometen,
Im eigentlichen Kuppel räume des grossen Drehthurmes ist
auf einem soliden, gut isolirten Mail er fu od amen te ein von
Gmbb erbauter Refractor von 306 mm Oeffnung aufgestellt.
Im nämlichen Räume befindet sich eine Stemzeituhr von
Tiede mit Registrirvorrichtung. Die Drehkuppel selbst ist
eine Trommel aus Holzwerk, welche sich auf 6 Kugeln dreht.
Die Mitteletage des Tburmes enthält einen Registrirapparat
von Fuess (Funktapparat) ; im Erdgesebosse beRnden sich die
meteorologischen Instrumente, ein Merz'scher Cometensucher
von 95 Millimeter Oeffnung, ein Fernrohr von Chevalier
(55 mm), ein Universalinstrument von Fennel (33 rom) mit
Mikroskopablesung und Kreisen von 16 Centimeter Durch-
messer, und ein Frismenkreis von Wegener. Aus dem Erd-
geschosse des Thurmes gelangt man unmittelbar in den Me-

205

Fäden, deren Abstand in Schraubenrevolutionen
wurde.

2) Beobachtung von Polstcmen am bewcgliuhtn Faden,
der nach einander auf um ganze Revolutionen verschiedene
Ablesungen gestellt wurde.

3) Beobachtungen von AequaCors lernen an dem festen
Mittelfaden und dem zu beiden Seiten von ihm symmetrisch
gestellten beweglichen Faden.

Diese 3 Serien ergaben für den Schrauben werth nach
einander folgende Resultate mit ihren wahrscheinlichen Fehlern:

r = 3i''4252±or'oo42

r= ji.4224 + 0.0032 bei + 89o C.

r = 31.4291 ±0.0129 bei + 19.4 C.
Der bei Anwendung der zweiten Methode gemessene
Declinationsunterschied der Endsteme des Bogens beträgt
ly.'b. Durch Zwischenschaltung von 8 Sternen ist derselbe
in 9 nahezu gleich grosse Declinationsdifferenzen zerlegt
worden, deren jede symmetrisch zur Mitte des Oculars ge-
messen werden konnte. Die Messungen wurden gleichmässig
auf „Schraube oben" und „Schraube unten" vertheilt und in
2 Serien durchgeführt, indem das eine Mal die einfache, das
andere Mal die doppelte Dedinationsdifferenz gemessen wurde.
Die beiden Reihen ergaben

r = 3i''39i3±of'oo65 bei + ä?8C.

r = 3i .3866 + 0.0020 bei -f 'S-qC.
oder unter Berücksichtigung des Gewichts zum Mittel vereinigt;

r — 3i"3870±0"0020 bei + i29oC.
Bei Zugrundelegung neuerer Bestimmungen der Decli-
nationen der Endsterne geht dieser Werth über in

r = 31. "3887 :'_o'.'oo20
Der Verf. glaubt, dass der of'03 überschreitende Unter-
schied der nach den beiden verschiedenen Methoden sich
ergebenden Schraubenwerthe lediglich der Un Vollkommenheit
der ersten, auf Durchgangs -Beobachtungen beruhenden Methode
zuzuschreiben ist, und legt daher der Reduction seiner Beob-
achtungen direct den Werth r = 3if'3887 zu Grunde. Wenn
es auch völlig gerech (fertigt erscheint, für Beobachtungen von
Declinationsdifferenzen einen nur aus analogen Beobachtungen
abgeleiteten Schrauben werth zu verwenden, so wäre es doch
immerhin anzczeiirt gewesen, wenn Verf. durch weitere ad hoc

207

6) Beobachtungen voa Nebeln und Sternhauren. Ueber
diesen Theil liegt noch keine frühere Publication vor. Das
Hauptgewicht ist auf Positionsbestimmungen gelegt, die Be-
schreibung des Objects kommt erst in zweiter Linie. Die
Beobachtungen sind auf 1865,0 reducirt, um die Vergleichung
mit den Arbeiten von Schultz, Schönfeld und Vogel zu er-
leichtern. Die Anschlüsse an die Vergleicbsteme sind durch
Messung von Rectascensions- und Declinations- Differenzen
bewirkt worden. Die wegen Refraction, Reduction auf den
Jahresanfang und auf das Aequinoctium 1865,0 nöthigen Cor-
rectionen sind streng berechnet. Die Positionen der Vergleicb-
steme sind gieichmässig auf das System Wolfers- Au wers be-
zogen. Unter Berücksichtigung aller auf mindesteus drei Beob-
achtungen beruhenden Differenzen Stern — Nebel findet sich der
wahrscheinliche Fehler

für Ja. ±o!o856. secJ
für M ± i;'i68.

Schwache Sternchen in der Nähe eines Nebels wurden
mit diesem mikrometrisch verbunden. — Die Beobachtungen
sind ausführlich publidrt und die zur Reduction benöthigten
Correctionen und Constanten in extenso gegeben. Im ganzen
sind 100 Objecte beobachtet, deren mittlere Oerter in Cata-
logfonn zusammengestellt sind. Soweit frühere Positionsbe-
stimmungen der Nebel vorhanden sind, hat Verf, dieselben
mit den von ihm erlangten Resultaten verglichen und gelangt
zu folgenden Relationen:

Aniahl der

Differenien

Schönfrfd-Engelhardl

-5-77

Schultz -Engelbardt

f>K

-0,90

Engelmana-Engelhitdl

—0

i-j

+ I,OI

+0.48

+0.08

Beigegeben sind der Publication 4 Tafeln mit Abbil-
dungen der Sternwarte, des Aequatoreals und des Cometen-
suchers nebst Thurm.

a. + 18" 762 4» 49-» 22'.i + 18° 42/8

Z. 571 Seh. 54. 10,30 9^3 9" Sts

. 599 Seh. 55. 1. 17 9 9 9

. 619 Kr. 55. 2. 8 9.5 9 9

and nach Beobachtungen zu Markree Castle

M. p. 148 52. 1,20 8'i'5 8" gm

3. +18O747 4''45"6!3 +i8049.'4

+ i8"747 +18<'7I7 +i8''734
Z. 56a Seh. 54. 10. 29 7^5 71P5 7"

. 571 Seh. 54.10.30 8 7.5 6.5

4. +22° 832 4''58"'55'9 +22° 10/9
Den Angaben des Verfassers ist nur hinzuzufügen, dass
Z. 233 und 610 von Seh. beobachtet sind, Z. 771 von Kr.
An der Identität von +22^832 mit Chacornac's Stern iz""
zweiHe auch ich nicht; die Pariser Karte hat hier gar nichts
Anderes, auf das die DM.- Beobachtungen bezogen werden
könnten,

5, -D = + 9° 1 228 b"" 32" 9*7 +9''26.'i
D y .. fi E
Z. 362 Seh. 54. 3. I 8^5 ifs 8t3 8"' 7T5
» 381 Seh. 54.3. 5 8.5 8.5 8 8 8.5
KZ. 36 Seh. 55.3. 4 8
. 37 Kr. 55.3. 4 9 8.5 8 8 8.5
. 127'» Kr. 57.2.14 8 8

. 127c Kr. 57.2.14 8 8 8

6. +22° 1806 7''45"47?5 +22°56'i
Es ist der Vergleichstern y zu U Gerainorum in meiner
Wiener Abhandlung, auch zu Mannheim häufig benutzt, und
von mir nicht wesentlich veränderlich gefunden. Dennoch
scheint mir die Constanz des Lichtes nicht völlig sicher, doch
muss ich die genauere Untersuehnng auf später versparen,

7, +35° 2038 9''33"2N +35°5i-'9

Da von Herrn Safarik's Sternen c und ä in DM. keiner
einzeln vorkommt {den Ort eines dritten e gibt er nicht an),
so kann ich den Angaben nichts weiter hinzufügen.

8. — o°2777 i3''5ö"32'2 -0° 29.'4
Die einzelnen Beobachtungen sind:

Z. 354 Seh. 54.1. 8 91>5 I3li55™29!4 — 0° 19:5
• 397 Kt. 54.3.21 9.5 38.0 39.2-

und zwar ist die zweite JR durch Nachbarsterne (und wohl
auch dadurch, dass ich selbst für Krueger die Uhrzeiten no-
tirte) ziemlich gesichert, die erste aber nicht. Sollte wohl
die Nummer durch Vereinigung der drei Safarik'schen scV*'*^"
eben Sterne entstanden sein?

haben mehrere manchen Beobachtern auch für R Scuti ge-
dient.

". 4-38°3i64 iSi-ig-scwS +38°39'2

' +38''3i64 H-jB^Siei +38''3l68

Z. 997 Kr. 56, 8. 5

> tOOI Kr. 56. 8. 6

t 1002 Seh. 56. 8. 6

Hd. Seh. 58.10.18

l3. s = + 36^3168 18'
> =+36 3'78
«= + 37 3172

9.J?*

.»19*4 +36°53-'i
27 56.3 36 55-9

o 37 59-8

/■

„

1 a

i(«

Z, 983 Seh. 56 8. 1

/ehll

9»

9T3

8-l'5

. 994 Seh. 56

8T5

9.1

8.7

81" 5 8-

. 997 Kr. 56

9.5

8.5

9 8

7 9"

. 1002 Seh. 56

8.5

RZ. 360 Kr. S8

8.5

9-5

7-5

. 161 Seh. s8

8-5

g.i

8.5

8 :7.5

7i9

. 262 Seh. S8

s-s

m kommt in Z. 1002 zweimal als 8?5 vor; desgl. ist z
in Z. 997 zweimal beobachtet, 9'!'2 und S'PS.

14. ^ = +36^3240 i8''37»237 +360 48'2

A'= 3241 37 264 47-2

ß= 3243 37 48-6 49-4

AHB l r f g

Z. 983 Seh. 56.8. I fehlt giPs 8" 7™ 7" ^fl 8"

» 995 K.r. 56.8. 4 9''5? 8 7.5 7.5 [8.5?] 8 9

RZ, 260 Kr, 58. 7. 22 9.5 8 8.5 6.5 7 8.8

Die Grösse von r in Z. 995 ist ganz unsicher, da selbst
die Ezisteni des Sterns zweifelhaft war. A ist eigentlich nur
in der Revisionszone beobachtet und 58. 11. 19 von Seh.
am Heliometer als 9'?5 wiedergesehen) man kommt aber auch
auf denselben, wenn man in Z. 995 eine undeutlich geschrie-
bene und 5 gelesene Ziffer vielleicht richtiger als i deutet
Es wäre übrigens nicht auffällig, wenn A als naher Begleiter
von H in allen Cometcnsucher-Zonen übersehen wäre. H ist
vom Verf. nicht angemerkt, obwohl die Angabe, dass A knapp
daneben stehe, auf JI viel besser passt als auf B. Hat hier
eine Verwechselung stattgefunden?

' Orieinal 91'7, also versehrieben, da Grössen i

überhaupt die Nova von i6oo = P Cygni sei, oder ob letzterer
nicht vielleicht nnr nahe bei 34 Cygrii aufgeleuchtet und
längst wieder verschwunden sei. Aber diese Hypothese kann
die jetzige Un Veränderlichkeit von 34 Cygni in der Grösse 5™
nicht erklären; denn es ist durch Beobachter, deren Sorgfalt
ausser Zweifel steht, bewiesen, dass an der Stelle von P
Cygni einstmals mit freiem Auge gar nichts sichtbar war
(Briefe zwischen Schickard und Kepler vom 12. April und vom
20. Juni 1623, bei Frisch Vol. II, S. 758).

Zweifelhaft bleibt die Veränderlichkeit zunächst bei den
vermissten Sternen aus der Bonner Durchmusterung, welche
der Verfasser nicht, oder nicht mit Sicherheit auffinden konnte,
d.i. bei Nr. 8, g.v und ^' und den sehr verdächtigen Nr. 4
und 7; sodann bei Nr. 16, wo die Schwankungen zwar einen
sehr regelmässigen Gang zeigen, aber nur etwa 3 Stufen be-
tragen. Als nahezu conslatirt erscheint dem Verf. der Licht-
wechsel bei Nr, ,5, 10 G*, 11 M und noch mehr 11 L, 13 j,
14 ß. Als sicher conslatirt wird Nr. !off=-|-2° 3473 ^^■
trachtet**; aus den abgeleiteten Masimis 85,5. 10 +, 8,^. 7. 6
und 86.4,24 und den sehr unsichem Minimis 85.6.8 und
85. 7. 29 berechnet der Verf. die Elemente

Max. = 85. 5. 10, Min. 26 Tage später,
Periode = 58.2 Tage.

Zum Schluss macht Herr Safarik noch einen Vorschlag
in betreff der Nomenclatur der Veränderlichen; nämlich man
möge die Bezeichnung nicht mit Ü, S . . ., sondern mit A . .
beginnen, und bis Z fortschreiten, jedesmal ein v anhängend;
dann könnte man, /und yals einen Buchstaben betrachtend,
25 Veränderliche durch je 2 Buchstaben bezeichnen, für die
folgenden aber eine Ordnungszahl vor v einschieben; also bis
zu 25CX) Veränderliche in jedem Slernbilde durch höchstens
5 Zeichen charakterisiren, nämlich An, Bv, . . . Zv, Aiv,

Bzv . . . A^v . . ., A.\v ^loop.... Zioo». Es

mag in der That zweifelhaft sein, ob die vor 40 Jahren sehr
einleuchtenden Grunde, die Argelander bestimmt haben nur
die letzten Buchstaben des Alphabets zu gebrauchen
(A. N. 40, S. 361), von ihm für entscheidend gehalten worden
wären, wenn er die spätere Entwickelung des Gegenstandes
hätte ahnen können. Nachdem aber diese Nomenclatur so

* Periode versuchsweise aus den durch Curveezetchnunf^a be-
sllmmlen Miaimis S4. S. 2, 35.6.1a, S6. 4.14 lu 105 Ta^eo bestimmt.
•* Die Benennung \V Ophiuchi würde nicht, wie Verf. meint,
diesem Steme lukommen dürfen; es ist der Zeit der Entdeckung na<^^
der siebente Veränderliche im Schlangen träger, abgesehen von d^i^
Novae 1604 und 1848.

«5

t)as Young'sche Gutachten, welches nur 3 Seiten ötö-
fasst, hat deswegen ein besonderes Interesse, weil der
Verrasser sich wenig oder gar nicht mit photometrischen Ar-
beiten beschäftigt hat und daher nicht durch Vorliebe für
eine andere Form von Photometem von vornherein in seinem
Urthcil beeinflusst sein konnte. Das zu prüfende Instrument.
bei welchem der Keil vor dem Ocular verschiebbar war,
wurde mit dem 23 zölligen Refractor der Princetoner Stern-
warte verbunden; die angewandte Vergrösseruag war eine
30ofache, und das Gesichtsfeld umfasste etwa 2.5 Bogenmi-
nuten. Der Verf fand eine grosse Schwierigkeit darin, das
Auge so zu halten, dass das austretende Strahlenbändel voll-
kommen aufgenommen wurde, und er gibt daher dem von
anderen Beobachtern bereits benutzten Arrangement, bei
welchem der Keil in der Focalebene des Fernrohrs ange-
bracht ist, den Vorzug. Ferner empfiehlt er eine Registrir-
vorrichtung zur Notirung der Einstellungen, da das Auge des
Beobachters durch das Ablesen und Aufschreiben jedesmal
so afiicirt wird, dass erst eine gewisse Zeit erforderlich ist,
damit die nöthige Empfindlichkeit wiedergewonnen wird. Der
Verf. hat den etwas mühsamen Versuch gemacht, die Aus-
löschungen mit dem linken Auge zu beobachten, die Ab-
lesungen aber mit dem rechten auszuführen, und es ist ihm
erst auf diese Weise gelungen, innerhalb 5 Minuten zwei Be-
obachtungen anzustellen. Er kommt daher auch zu dem Re-
sultat, dass die Messungen mit d^m Keilphotometer äusserst
ermüdend sind, und dass in dieser Beziehung diejenigen
Photometer, bei denen die Gleichheit zweier Lichteindrücke
beurtheilt wird, einen entschiedenen Vorzug verdienen.

Die Voung'schen Beobachtungen sind an 4 Abenden
angestellt und beziehen sich auf 6 Sterne von [o°> bis
13" in der Nähe von y Pegasi. Am ersten Tage wurden
von den drei heileren Sternen Nr. 1, 2, 3 je zehn Einstel-
lungen, ausserdem von dem Stern Nr. 5 fünf Einstell ungeii
gemacht, an den folgenden Tagen wurden von den 3 helleren
Sternen je zehn, von den 3 schwächeren je fünf Auslö-
schungen beobachtet. Das Material ist auf diese Weise
nicht ganz gleichmässig. Am dritten Beobachtungstage war
während eines Theiles der Messungen schwacher Mondschein,
am letzten Tage war heller Mondschein. Infolge dessen ver-
schwanden an diesem Tage die schwachen Sterne auf deutlich
erkennbarem Grunde, während bei allen übrigen Beobachtungen
der Grund vollkommen dunkel blieb.

Die Resultate der Messungen sind in einer kleinen
Tabelle in der Weise zusammengestellt, dass für jeden ^l»en*
die Helligkeits unterschiede der einzelnen Sterne gege^^ d®^

217

Weise lassen freilich die Langtey'schen Prüfungen zunächst
nur Schlüsse auf die Absorption des Keiles für Wärmestrahlen
zu, indessen dürfte bei den Beziehungen zwischen Wänne-
und Lichtstrahlen ein gewisser Rückschluss auf die letzteren
erlaubt sein. Um einen Begriff von der Genauigkeit von Bo-
lometer-Messungcn zu geben, fährt der Verf. zuerst zwei
Beobachtungsreihen an, von denen die eine zur Messung der
strahlenden Wärme eines Leslie'schen Würfels, die andere
zur Messung der Sonnenstrahlung angestellt ist. Für die
erste Reihe ergibt sich als wahrscheinlicher Fehler einer ein-
zelnen Messung ungefähr '/^ Procent der Gesammt wärme,
und da. in diesem Falle die Wärmequelle als nahezu constant
angenommen werden darf, so repräsentirt dieser Werth den
eigentlichen Instrumentfehler. Bei der zweiten Reihe beträgt
der wahrscheinliche Fehler einer einzelnen Messung ungefähr
3 Procent, und dieser beträchtlich grössere Wetth erklärt
sich daraus, dass die Wärme durchlässigkeit der Atmosphäre, .
selbst bei anscheinend ganz klarem Himmel, beständigen
Schwankungen unterworfen ist. Immerhin ist selbst in diesem
Fall der wahrscheinliche Fehler nicht grösser, als er sich
bei irgend welchen photo metrischen Beobachtungen ergibt.

Zur Prüfung des Keils sind zwei Arten von Messungen
angestellt worden. Zuerst wurde die Durchlässigkeit der ge-
sammten Sonnenstrahlung an verschiedenen gleich weit von
einander entfernten Stellen des Keils untersucht. Zu diesem
Zweck wurde das Sonnenlicht vermittelst eines Heliostaten
in horizontaler Richtung auf einen etwa 2 mm breiten Spalt
geworfen, und unmittelbar vor demselben wurde das Photo-
meter so aufgestellt, dass der Keil seiner ganzen Länge nach
über den Spalt hinweg bewegt werden konnte. An dem In-
strument war eine in Zolle getheilte Scala angebracht, und
es wurden nun zur Untersuchung stets diejenigen Stellen des
Keils vor die Milte des Spalts geführt, welche den Theil-
strichen 0.3, 1.8, 3.3 (Mitte des Keils), 4.8 und 6.3 ent-
sprachen. Hinter dem Spalt in einer Entfernung von 5 Meter
fiel das durch Keil und Spalt gegangene Licht auf die Oeff-
nung des Bolometers. Die Beobachtungen geschahen nun
in der Weise, dass zuerst der Keil vor dem Spalt ganz hin-
weggeschoben und das Sonnenlicht durch den Spalt allein
auf das Bolometer gelenkt wurde. Nachdem die zugehörige
Angabe des Gdivanoraeters abgelesen war, wurde der Keil
vor den Spalt geführt und nach und nach in die fünf oben
bezeichneten Stellungen gebracht; dann wurde in umgekehrter
Reihenfolge von dem dicken nach dem dünneren Ende des
Keils zu gemessen, um etwaige der Zeit proportionale Ver-
änderungen in der Durchlässigkeit der Luft möglichst un-

VienetjaHmchr. d. AsIionDir, Gescllichifl. ly 15

219

Theilen des Spectnims, speciell im Ultra-Roth, existirte, und
dass der Keil für die sichtbaren Theile des Spectrums, auf
die es bei Benutzung desselben zu photo metrischen Zwecken
in erster Linie ankommen würde, keine merkliche selective
Absorption ausübte. Um diese Frage zu entscheiden, hat
der Verf. eine zweite Reihe von Messungen angestellt, bei
denen die vom Heliostat kommenden Lichtstrahlen, nach
ihrem Durchgang durch Keil und Spalt, zuerst durch eine
Collimatorlinse parallel gemacht und dann auf ein grosses
FMntglasprisma* geworfen wurden. Das hierdurch erzeugte
Spectrum wurde von einem Concavspiegel von i .5 Meter
Brennweite aufgefangen und von diesem auf das Bolometer
gelenkt. Zur Untersuchung gelangten Strahlen von der Wellen-
länge 0.0004,0.0005, 0.0006, 0.0007 und 0,0010 mm, erstere
vier im sichtbaren Theile des Spectrums, und zwar im Violett,
Grün, Gelb und Roth gelegen, letztere im unsichtbaren ultra-
rothen Theile des Spectrums. Der Keil wurde auch bei diesen
Messungen in verschiedene Stellungen vor den Spalt gebracht,
und zwar wurden dieselben Punkte der Scala, wie bei der
ersten Versuchsreihe gewählt; da aber die Wärmewirkung
der violetten, grünen und gelben Strahlen eine sehr geringe
war, so konnten bei diesen nicht alle 5 Positionen des Keils
benutzt werden, und es kamen daher nur bez. 2, 3 und 4
Punkte der Scala zur Verwendung, Die Beobachtungen sind
an 3 verschiedenen Tagen angestellt, und an den beiden
letzten sind für die meisten Wellenlängen zwei Messungs-
reihen ausgeführt worden; ausserdem ist die Regel festge-
halten, jede Reihe sofort rückwärts zu wiederholen, um Stö-
rungen in den äusseren Umständen möglichst zu eliminiren.
Auf diese Weise sind für die einzelnen Wellenlängen bei
den untersuchten Stellen des Keils mit wenigen Ausnahmen
10 Werthe erhalten. Wenn nun in allen einzelnen Reihen
die durch den Spalt allein (ohne vorgeschobenen Keil) hiu-
durchgelassene Wärme gleich lOOO gesetzt wurde, so ergaben
sich für die verschiedenen Wellenlängen im Mittel die fol-
genden Wärmemengen:

Scala
am

i=o.ooo4

i=o.ooo5

lso.0006

i= 0.0007

laO.OOIO

°i

3-3
4.8
6.3

'%>">

5-3 °'^°

;?:■>-""
'■""

;>..<,.

1-3 Gros senklassen zunimmt. Der Absorptionscoefficient, ent-
sprechend einer Längen Verschiebung von 1.5 Zoll, wird dem-
nach gleich 0.166, in naher U eberein Stimmung mit dem von
Langley für gelbes Licht gefundenen Werth 0.172. Dagegen
zeigte sich bei diesen Messungen kein allmähliches Anwachsen
der Absorptionscoeflicienten nach dem dickeren Ende des
Keils zu, wie es die Bolometermessungen für die strahlende
Wärme ergeben hatten.

Auch auf photographischem Wege hat Pickering den
Versuch gemacht, die Absorption des Keils zu bestimmen,
indem er das Spectrum des Himmelsgrundes durch denjenigen
Theil des Keils hindurch photographirte, welcher der Scalen-
angabe 3.5 entspricht, und ausserdem verschiedene Aufnahmen
auf derselben Platte nach Entfernung des Keils machte. Die
Expositionsdauer bei der Aufnahme durch den Keil hindurch
betrug 61 Minuten, und das dabei erhaltene Spectrum hatte
von 1 = 0.0005 an, wo das photographische Bild begann, bis
X ^=- 0.00043 ungeßhr dieselbe Intensität, wie ein bei der
Expositionsdauer von 10 Secunden ohne Keil erhaltenes.
Unter der Annahme, dass die Helligkeiten von Lichtquellen,
welche photogtaphische Bilder von gleicher Intensität hervor-
bringen, sich umgekehrt wie die Expositionszeiten verhalten,
ergab sich für die Absorption des Keils an der untersuchten
Stelle der Betrag von 6.41 Sterngrösscn, und wenn die Ab-
sorption an der Stelle, welche der Scalenangabe o entspricht,
wie bei der ersten Versuchsreihe, zu 0,6 Grössenklasseu an-
genommen wurde, so folgte für eine Längen Verschiebung von
I Zoll eine Absorption von 1.66 Grössenklassen, ein etwas
grösserer Werth, als bei den photo metrischen Experimenten
und den bolometrischen Versuchen von Langley zum Vor-
schein gekommen war. Die Photographien zeigten noch,
dass die Intensität des Spectrums im Violett jenseits X =
0.00041 bei der durch den Keil hindurch gemachten Auf-
nahme viel schneller abnahm als bei den directen Aufnahmen,
auf denen noch die H- und Ä'-Linie gut sichtbar waren;
ein Beweis, dass die Durchlässigkeit des Keils für die vio-
letten Strahlen geringer ist als für die weniger brechbaren
Strahlen.

Die Picke ring' sehen Versuche tragen im allgemeinen
wenig zur Ergänzung und Erläuterung der Langley 'sehen Re-
sultate bei, indem sie nur zum Theil eine Bestätigung der-
selben geben, zum Thei! ihnen sogar widersprechen. Die
Frage, auf die es wesentlich ankam, ob die von Langley f'i^
die strahlende Wärme gefundene selective Absorption •^^^
Keils sich auch bei photometrischen Messungen am l4.\xi>'^^^
fiahlbar machen könnte, ob und eventuell bis zu w^ac^®'''^

Astronomische Mittheilungen.

Ephemeriden veränderlicher Sterne für 1889.
Von E. SchSafeld.

Der nächste Zweck, zu welchem seit 1870 in diesen
Blättern regelmässig Jahresephemeriden veränderlicher Sterne
veröffentlicht sind, war der der bequemen Auffindung der
Sterne bei den Zonenbeobachtungen nach -dem Programm
der Gesellschaft. Nachdem jetzt dieser Zweck, vielleicht mit
geringen, auf privatem Wege zu ededigenden Ausnahmen,
erreicht ist, tritt der auch früher schon berücksichtigte Ge-
brauch der Ephemeriden als Hülfsmitlel für das Studium der
Lichtverhältnisse der Sterne ganz in den Vordergrund. Hier-
durch erklären sich die formellen Aenderungen, welche jetzt
namentlich der erste Theil der Ephemeriden gegen früher
erfahren hat. Zugleich aber gestattet der vortreffliche Cata-
log des Herrn Chandler in Nr. 179 — 180 des Astronomical
Journal nunmehr den Ephemeriden eine grössere Genauigkeit
und einen einheitlicheren Charakter zu geben, als sie in den
letzten Jahren behalten hatten, wo viele den früheren Beob-
achtungen gut angeschlossene Elementen Systeme starke Fehler
zeigten, ohne dass eine durchgreifende Verbesserung thun-
lich gewesen wäre.

Dass die Vorzüge des Chandler 'sehen Verzeichnisses
auch von anderer Seite gewördigt werden, leigt der enge
Anschluss einiger neuerdings veröffentlichten Ephemeriden
an dasselbe. Der Nomenclatur desselben habe selbstver-
ständlich auch ich mich durchaus angeschlossen ; im übrigen
aber bin ich an mehreren Stellen von Herrn Chandler abge-
wichen, wo es möglich war die Positionen der Sterne etwas
genauer zu geben*, oder durch neuere, unveröffentlichte Be-
obachtungen die Elementen Systeme mehr oder weniger zu ver-
bessern oder häufiger noch, nur die Chandler'schen Elemente
als voraussichtlich abweichend zu erkennen. Alle solche Ab-
weichungen von den letzteren sind in dem ersten Theil der

■ Z. B. U Scorpii nach Pogson's ReinKs a. s. w. S. 153 -Mf. i>o^>

225

weggelassen. — Das letztere ist in dem Positionsverzeichniss
auch bei Algol und den seinem Typus angehörigen Sternen
i. Tauri und i Librae der Fall.

5. Zu drei Sternen gestatte ich mir noch besondere
Bemerkungen. Herr Chandler führt unter Nr. 5 156 einen Stern
X Bootis (14'' 17» i9'+iö°58.'8 für 1855) als veränderlich
von Q'i'o bis lO'Tz, und als von Baxendell 185g entdeckt an,
der mir bisher gani unbekannt geblieben ist. Aus den angege-
benen Elementen würden Minima i88g Jan. 7, Mai 10, Sept. 10,
i8qo Jan. 11, und Maxima April i, Aug. z, Dec, 3 folgen. —
Was femer V Sagittarii anlangt, so beruht, soviel mir bekannt,
die Annahme seiner Veränderlichkeit im wesentlichen nur
auf Notizen von Quirling, die vor Miss Verständnissen nicht
ganz gesichert erscheinen, und es scheint mir wohl möglich,
dass der Stern gar nicht veränderlich ist, — Umgekehrt
halte ich die Veränderlichkeit von +3° 766 (Boss' Stern, A. J,
Vol. VII, S. 1 25) für eben so gesichert wie die vieler anderen
Sterne, und habe ihn deshalb an seinem Orte vor R Aurigae
eingeschoben, ohne freilich etwas Anderes als die Position
geben zu können.

Die Anordnung der Ephemeriden wird nun einer wei-
tern Erläuterung kaum bedürfen, ausser in Kleinigkeiten. Da-
hin dürfte gehören, dass ich dieselben bis iSQoJan. 13 aus-
gedehnt habe, um eine Discontinuität der einzelnen Jahre
zu vermeiden, die besonders dann schädlich wirken würde,
wenn die zu Grunde gelegten Elemente des Lichtwechsels
die Epochen zu spät geben sollten. Vielleicht wäre eine
noch grössere zeitliche Ausdehnung der Ephemeriden zweck-
mässig gewesen, da es ja unter Umständen nöthig ist, die
Beobachtungen für eine zu bestimmende Epoche sehr viel
vor der Ephemeriden angäbe zu beginnen. Hierzu hoffe ich
die Ephemeriden für 1890 frühzeitig genug liefern zu können.
Um ferner namentlich die zweite und dritte Abtheilung über-
sichtlicher zu halten, habe ich die Epochen für die Sterne
mit Perioden zwischen 16 und 130 Tagen nur in der ersten
Abtheilung gegeben (wo sie am Fusse der Seite stehen), und
in der dritten für die Sterne kürzester Periode nur die ersten
Minima eines jeden Monats, nebst den Hülfsmitteln zur leich-
ten Berechnung der andern. Auch mussten natürlich aus der
zweiten Abtheilung diejenigen Sterne wegbleiben, für welche
in der ersten nur eine ganz rohe, mehr vermulhete als er-
mittelte Zeitangabe angesetzt werden konnte.

Maxima (und ausnahmsweise Minima) veränderlicher
Sterne nach den Rectaacenstonen geordnet.

Stern

Position I8SS0

Jährliche

Aenderungen

Grössles Licht

T Ceti

O^M-

16' —10° 5i.'8

+3*04 +0.'33

5.6»

Unbekannt

■S

J5 +54 59-3

3.10

0-33

7-8

Juni 9

R ADdromedae

H +37 46-4

314

0.33

Juli as

S Ceti

41 —10 7.9

3.05

0-33

7-8

Oct. I

T Pisciam

29 +13 48.0

3.11

0.33

V Cassiopeiae

16 +47 J7-8

331

0.33

8.9?

Unbekannt

U Cephei

39 +81 S.6

4.90

0.33

Algoltypus. Uin.9>

S Cassiopeiae

I 9

4 +71 50.8

4-30

0.32

7-8

Dec. 36

S Piscium

0 + 8 90

3.11

0.32

8.9

Mai 12

U .

18 +12 6.4

3-'6

0.32

Juli oder Angnst'

R .

»3

'0 + 2 7.9

3.09

0.31

Juli 7

S Arietis

51 +11 49.7

3.21

0.29

9.10

Sept. I

R .

2 7

53 +n 21.8

3-39

0.28

Man 4. Sept, 7

T Petsei

I +58 17-3

4-13

0.28

Unbekannt

0 Ceti

1 - 3 38.3

3.02

0.28

Aug. 6

S Petsei

^9 +57 55-2

4.24

0.28

8-9

Jan. 16. Dee. 38 PI

K Ceti

38-0 so.i

3.06

0.28

•Fb. io,J1.27.Dc4i

u .

46-13 47-3

2.88

0.27

Mai 30 1?]

T Arieüs

'S +'6 54-1

3.3J

0.26

• Febr. 5. Dec. sj

R Persei

3 10

SO +35 '0.1

3.79

8.9

Mai 19, Dec. 15

T Tauri

4 13

33 +19 ii-i

3.49

0.15

Irregulär

W .

43+15 46.S

3-4'

0.14

Unbekannt

R »

II + 9 50.1

3.28

0.14

Jan. 9, Nov. 30

S >

16 + 9 37.3

3.28

0.14

Dec. 18 unsicher

V •

39 +17 '7-4

3.46

8,9

Mai 29, Nov. IS

R Orionis

8+7 54.3

3-25

• Juli 22

R Lepods

0 -15 1.7

2-73

0.10

6-7

April 2

— Orionis

n + 3 54.'

3.i6

0.09

Unbekannt

R Aurigae

5 S

36 +53 250

4.82

0.08

Mai .3

33 +34 2-'

3.96

0.06

Unbekannt

S Orionis

51 — 4 48-7

2.96

0.06

Mai 29

T .

43 - 5 34-4

2-94

0,05

9.10

U .

13 +10 8.7

3.56 +0.02

Nov. 12

ij Gemiaonira

6 6

8 +22 32.6

3,62 —0,01

Anm. I

V Monocerotis

2S - 2 7.6

3-01

0.02

Juni 17

14+7 9.7

3-H

0.03

R .

'5 + 8 51.7

3.18

0.05

9-10

IrregulST

R Lyncis

10 +SS 3'.6

4-97

0.07

April 9

R GeminoTum

S«

37 +22 55-4

3-62

0.08

Juni .4

R Canis miD.

7 0

44 +10 14.9

3-30

0.09

7.8

Juli 28

Anm, I. Minima 4»! Jan. 30, Sept. 16.

Anm. 2. Jan. 8, Febr. 4, März 3, März 30, April 26, Mai 13, Jnni >9|
Jnli 16, Aug. 12, Sept 8, Oct. 5, Nov. i, Nov. 38, Dec. ?- - •"■'•— «"l

ai i^, jaut '71

- HiDims (8")

Stern

PO.,.,..

1855.0

jährliche
Aen de mögen

Groastes Licht

T Aquilac

i8h38-

47'

+ 8=35-7

+ 2!88

+o;o6

Unhekanut

R Scati

— 5 5'-4

321

0,06

Wenig regdmässig

R Aquilae

+ 8 0.8

J.89

0.09

• Jan. 7, Dec. i

T SagitUrii

ig 7

5»

-17 131

3.46

O.IO

Oct. 27

R .

-19 33-5

3.52

Juni 25

-19 I7-I

3-5'

Mai 29

U Aquilae

- 7 20.3

3-^3

6.7

Kurze Per. Min. 7.8™

R Cygni

+49 52.5

1.61

0.13

Od. 4

S VulpecuUe

+J6 55-7

2,46

0.15

8.9

Anm. 6

X Cygni

+31 33-0

2.31

0.1 s

5.6

' April 30

S S»gitu«

+ 16 15.1

2.73

0-I5

5-6

KunePer.Miii.6.7»

Z Cygni

+49 38.5

1.70

0.16

S >

20 I

+ 57 34-3

1.26

0.17

9.10

• Mai 19

R Capricorni

-14 41.6

3-37

0.17

Mai 17

S Aquilae

+15 i'.S

1.76

0.17

Anm. 7

W Capricomi

-21 24.9

3-54

0.17

II?

März?

R Sagiltae

+ 16 17.4

'-74

o.iS

8.9

Aum. S

R Delphini ■

+ 8 39-1

2.90

0.1 8

8.9

Oct. 1

U Cygni

+47 26.3

+ 1.86

0.19

7-8

Febr. 20

R Cephei

+ 88 41.0

-42'

Unsicher

S DelphiDi

+ 16 34-2

+ 2.76

8.9

Juti 26

V Cygni

+47 37-5

1-94

[uii 10?

X .

+ 35 4.0

I-3S

6,7

Kurze Per.Min.7.8"

T Delphini

+ 15 Si-5

2.78

^M_

Märi 27

U Capricorni

-.S .8,8

3-35

0.22

JuQi 7, Dec, 27

RR Cygni

+44 10.4

2.08

0.22

Unbekannt

T Aquarii

- 5 40.9

3.17

0.2!

Febr. 24, Sept. 15

T Vulpeculae

+ 27 42.5

a.54

0.2!

5-6

Kurie Per, Min.6,7">

Y Cygni

+34 6.9

2.39

Algollypus. Min. 8™

R Vulpeculae

+ 23 149

2.66

0.23

April 26, Sept. II

V Capricorni

—24 30-2

3.50

0.24

^.10?

März?

X .

-21 S5-S

3.4s

0.24

11.12?

Febr. und Sept. ?

T Cephei

+67 54-4

0.82

0.24

Mai 19

T Capricorni

-15 46-4

3-32

0.2 s

Sepl. 25

W Cygni

+44 43-8

+2.27

0.27

Anra. 9

S Cephei

+77 58.2

-0.60

0.27

Anm. 10

U Aquarii

»4

-17 19.4

+3-29

0.29

10?

Unbekannt

T Pegasi

+ 11 49.9

2.93

0.29

AprU 10

R Lacertae

+41 36.8

2.65

0.31

•Sept. 27

S Aouatii

—ZI 7,0

3-23

0.32

8.9

Jan. 7, Oct. 14

R Pegasi

+ 9 45-7

3.01

0.32

7.8

• Sepl. 30

S .

il "3

+ 8 7.6

3-03

0.33

7-8

April 7

R Aquarii

-16 53

311

0-33

• April 7

V Celi

- 9 46.1

3.08

0.33

9.10?

August?

RCaisiopei ae

+ 50 34-9

301

0-33

Oct. 26

Anm.

Minimum 9.

Anm

Minima 11«

Anm.

Minima A l

■ Minima B (10 m?) J

Anm.

11 allen Phasen nichtig.
'2, Sept. 21, Nov.

". Beohachlungea
[ai 13, Oct. 5.
im Febr. 21, Mai 3, Juli l

17, März 28, Juni 7, Aug. 16, Öct. 161 ^"- ^^■
Beobachtung in allen Phasen < -

^Vt:b"6;,^

230

n. Maxima and Minima veränderlicher Sterne

Dec. 28? S Tauri

Dec. 40, U Canis min.

Nov. 12 ig*"!?"

I6 6

Dec.

20 59

1 52

I«

12 .55

17 48

22 41

9 44

■4 37

19 30

6 33

11 26

16 19

3 22

8 15

13 8

Jt Tauri.

Jan. 0

20»,4-

April

15' 59"

Oct.

i,,i. 8-

19 6

12 0

17 59

Juli

■5 8

10 53

16 51

14 0

9 45

15 43

12 52

837

14 35

u 44

7 29

13 27

10 36

6 21

9 29

Nov.

5 14

Febr. i

II 12

4 6

10 4

Aug.

7 13

2 58

8 56

6 5

I 50

■3

7 48

4 57

0 42

64.

3 50

23 35

5 33

2 42

22 27

4 25

I 34

21 19

März ,

3 17

0 26

Dec.

20 II

2 9

23 18

19 3

1 2

Sepl

22 II

17 56

23 54

21 3

16 48

22 46

19 55

15 40

21 38

1847

14 32

20 30

17 39

13 24

19 23

1632

12 17

April I

18 15

15 24

II 9

17 7

14 16

S Cancri.

Ja», i

21I23-

Apri

,,1.18«

Sepl

III" 0"

■3

9 0

16 36

Ocl.

22 37

20 38

Mai

4 33

10 15

Febr. i

8 16

16 11

21 53

10 ^d

^ dO

Nov

0 »I

4. J Librae.

Jan. o 19^45«" April 13 ^^26^ Juli

3 3 37 15 13 17

5 II 28 17 21 9

7 19 19 20 5 o

10 3 II 22 12 52 Aug.
12 II 2 24 20 43

14 18 54 27 4 34

17 2 45 29 12 26
19 10 36 Mai I 20 17
21 18 28 448

24 2 19 6 12 o
26 10 II 8 19 51
28 18 2 II 3 43

31 I 53 13 II 34

Febr. 2 9 45 15 19 25

4 17 36 18 3 17
7 I 27 20 II 8

9 9 19 22 19 o Sept.

11 17 10 25 2 51
14 I 2 27 10 42
16 8 53 29 18 34

18 16 44 Juni I 2 25
21 o 36 3 10 16
23 8 27 5 18 8

25 16 18 81 59
2S o 10 10 9 51

März 281 12 17 42

4 15 53 15 I 33

6 23 44 17 9 25

9 7 35 19 n 16

II 15 27 22 I 7

13 23 18 24 8 59 Dec.

16 7 10 26 16 50

18 15 I 29 o 42

20 22 52 Juli 1 8 33

23 6 44 3 16 24

25 14 35 6 o 16

27 22 26 887

30 6 18 10 15 59

April I 14 9 12 23 50

3 22 I 15 7 41

6 5 52 17 15 33

8 13 43 19 23 24

10 21 35 22 7 15

igb ytt

22 58

6 50

14 41

22 32

6 24

14 15

22 6

5 58

13 49

21 41

5 32

13 23

21 15

5 6

12 57

20 49

4 40

12 32

20 23

4 14

12 6

19 57

3 49

II 40

19 31

3 23

II 14

19 5

2 57

23 4

6 55

14 47

22 38

6 30

14 21 ,

22 12

6 4

13 55

21 46

5 38

13 29

21 21

3 22 30

7 9 ^i

10 20 12

14 7 3

17 "7 54

21 4 45

24 15 37

38 2 28

31 13 19

Febr. 4 o 10

7 II I

10 21 52

14 8 43

'7 19 35

21 6 26

24 17 17

28 4 8

Mära j 14 59

7 I 50

10 12 41

13 23 33

17 10 24

20 21 15

24 8 ö

2? 18 57

31 5 48

Apnl 3 16 39

7 3 31

10 14 22

'4 I '3

17 12 4

20 22 55

24 9 46

27 20 37

Mai I 7 29

Jan. o 22'' 33™

5. U Cotonae.
Mai 4 18'' 20" Sept. 6

10 21 52
13 9 42
15 21 31

15 2 53

18 13 44
22 o 35
25 II 27
28 22 18

Juni I 9 9

4 20 o

8 6 51

11 17 42
'5 4 33
"8 15 25

22 2 16

25 13 7
28 23 58

Juli 2 10 49

5 21 40

9 8 31

12 19 23

16 6 14

19 17 3

23 3 5t>

26 14 47
30 I 38

Aug. 2 12 29

5 23 21

9 10 12

12 21 3

'6 7 54

19 18 45
23 5 36
26 16 27
30 3 "9

Sept. 2 14 10

e. u c«pti«i.

Jan. 18 9'' 21"

20 21 it
23 9 '
25 20 50
28 8 40
30 20 30

Febr. 2 8 20

12 22 43

'6 9 34

19 20 25
2>, 7 17

26 18 8

30 4 59
Oot. 3 15 50

7 2 41

10 13 32

14 o 23

17 II 15

20 22 6
24 8 57

27 19 48

31 6 39
Nov. 3 17 30

7 4 21

10 15 13

14 2 4

17 12 55

20 23 46

24 10 37

: 28

8 19
4 »9 "1
862
1 1 16 53
'5 3 44
18 14 35
22 I 26
25 12 17
28 23 9
32 10 o

Kf-br. 4 20*" 9""
7 7 59

9 19 49
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14 19 28

•7

'9
i6«

»6

■.i 6» 58"

Jum

i 6 23''47-

Sept. 19

16I37-

!4 1» 47

9 11 37

4 26

•■7 6 37

"I 23 27

■ 24

16 16

■ 1827

14 II 16

4 6

Ophiucbi.

Minima zu Anfang der Monate.

Ep.

3248 J>

n. 0

I5''351'7

3501

Aug

0 I9i'56'?4

3285 Febr.o

16 19.5

3537

Sept

0 0 32.5

3318 M

ärao

8 32.7

3573

Oct.

0 5 8.6

3355 April 0

9 i6-5

3610

Nov.

0 5 52-4

3391 Mai 0

13 5^.6

3IS46

Dec.

0 10 28.4

3428 h

ni 0

14 36,4

3683 Jan.

0 II 12.2

3464 Juli 0

19 .2.6

Multipla

der Periode.

1'' =

= ot 20» 7-7

■ 9»

= 15'

22H25'?7

6 15

■8 33-4

> 23

14 41. 1

8 30

10 48.7

4 38

6 56.4

0 46

3 4.1

2o 53

23 II. 8

■7 I

19 19.4

3 9

■5 27.1

9 16

11 34.8

5 24

7 42.4

■ 32

3 50.1

" 39

23 57-8

7 47

20 5.4

■5

3 55

■6 13..

0 2

12 20.8

6 10

8 28,5

1»

2 18

4 36.1

Beispiel.

Ep.

3454

= 34ä8 +

26'' = Juni 22

9' 55''8

= 34

10 =

9 55-9

Wegen Vernachlässi^ng des quadratischen Gliedes in
den Vielfachen der Periode gibt die Rechnung mit den kleinen
Multipla im allgemeinen das Zehntel der Minute schärfer als
die mit den grossen.

8. R Cum majorn.
Minima zu Anfang der Monate.

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Zur Mitgliedschaft haben sich gemeldet und sind nach
§ 7 der Statuten durch den Vorstand vorläufig aufgenommen
worden die Herren

Julius Fenyi (S. J.), Director der Sternwarte in Kalocsa,
Dr. Franz Richarz, Privatdocent der Physik an der
Universität eu Bonn.

Die fiesellschaft hat ihr Mitglied

Prof. I. Fedorenko, Director der Sternwarte in Charkow,
. 26. December 1888 durch den Tod verloren.

Nekrolog.

Ludwig Gruber
wurde als Sohn des Comitats-lngenieurs Anton Gruber zu
Pünfkirchen, Baranyaer Comitat, am 12. Mai 1851 geboren,
und absolvirte die Gymnasialklassen in Gross Wardein und
Ofen. Im Jahre 1870 ging er mit einem Stipendium der un-
garischen Regierung nach Wien, um an der dortigen Univer-
sität Mathematik und Physik zu studiren, entschied sich aber
gleich anfangs, als er das CoUeg über sphärische Astronomie
hörte, filr die Astronomie. Als SchQler Oppolzer's trat er
nach Beendigung seiner Universitätsstudien schon im Sommer
1873 in das Bureau der Oesterre ich is eben Gradmessung ein,
und wurde daselbst am i. Januar 1874 zum Assistenten er-
nannt. Am 29. Januar 1875 promovirte er mit der Inaugural-
dissertation „Resultate der Untersuchungen über den Oktober-
schwarra" (der nebenbei bemerkt in den Memorie della societä
degli Spetiroscopisti Italiani vom Jahre 1874 eine günstige
Besprechung von Lorenzoni zu theil wurde). Mit dem i. Mai
1875 verliess er die Gradmessung und wandte sich mit Unter-
stützung der ungarischen Regierung nach Leipzig, wo er unter
Leitung von Bruhns fleissig arbeitete; später wurde er Ob-
servator an der Sternwarte zu Hamburg, kehrte aber schon
iin April 1876 zurück in die Heimath, um hier die Stella eines
Observators an der meteorologischen Centralanstalt 21^ i^b^^'

Vicrleljihnichr. i1. Atlranom. Gciellithirt. 113. I 7

Literarische Anzeigen.

PublicatioDS of the Lick Observatory of the Univer-

sity of Calirornia. Prepared . . . by Edw. S. Holden, Director
of the Lick Observatory. Vol.I, 1887. IV, 311 S. loTafeln. Sa-
cramenlo 1887. 40
Wenn wir auch gewohnt sind von grossherzigen Schen-
kungen zu Gunsten der Astronomie in den Vereinigten Staaten
zu hören, so niusste doch die testamentarische Bestimmung
J. Lick's in der astronomischen und nicht astronomischen
Welt gerechtes Aufsehen machen. Und wenn auch viele
dieser amerikanischen Stiftungen, zum Theil durch eigenartige
Bestimmungen des Gebers, für die reine Wissenschaft nicht
von directem Nulaen gewesen sind, so ist die Zahl der durch
private Freigebigkeit ins Leben gerufenen und unterhaltenen
thätigen Institute in Nordamerika doch so gross, dass wir
bewundernd das tiefgehende Interesse an der Astronomie in
den Vereinigten Staaten anerkennen müssen. Wie wenig
daran fehlte, dass das grosse Vermögen von J. Lick für
Wissenschaft und humanitäre Zwecke verloren ging, zeigt die
Thatsache, dass LiA, der als Pianoforte- und Orgel fabrikant,
mehr aber noch durch glückliche Speculationen in Grund-
besitz ein Vermögen von ca. 3 Mill. Doli, erworben hatte,
bis in sein spätes Alter die Absicht hegte, sich durch den
Bau eines Grabmals in Gestalt einer Pyramide nach egyp-
tischem Muster der Menschheit im Gedächtnis zu erhalten. ■
Nur die Furcht, dass die an der Einfahrt von San Francisco
gedachte Pyramide in einem etwaigen Kriege einen guten
Zielpunkt abgeben und so vielleicht bald zerstört werden
könne, hielt ihn von der Ausführung jenes Planes ab. In
der nun folgenden Testamentsbestimmuog fiel der Astronomie
der Löwenantheil am Vermögen mit 700000 Doli, zu, die
übrigen Millionen wurden theils zur Gründung einer Gewerbe-
schule und verschiedener öffentlicher Anstalten, theils ^^^
Errichtung von Monumenten bestimmt.

242

Es ist bekannt, wie Lick im Jahre 1874 die obige
Summe zur Gründung einer seinen Namen tragenden Stern-
warte mit dem grössten und stärksten Femrohr der Welt in
damaliger Zeit und allen nothwendigen Hülfsapparaten be-
stimmte. Falls nach Schaffung dieses Insliluls noch von jener
Summe Mittel verfügbar blieben, so sollten diese sicher ange-
leirt zur Unterhaltune der der Universität San Francisco unter-

247

gedeckter Raum von nahe Z70 Fusä für optische Zwecke ge-
brauchen lässt. Nach Westen tu liegen eine Reihe von
Zimmem, die sämmtlich auf die Halle führen und eine Tiefe
von etwa 20 Fuss haben, so dass das Hauptgebäude sich zu
der Länge ausserordentlich schmal darstellt. Mit Ausnahme
des Mittelbaues, welcher den Haupteingang bezeichnet, ist
das ganze Gebäude einstöckig, es entbehrt, wie dies bei
den amerikanischen Sternwarten, die ihre Existenz einer
Stiftung verdanken, in der Rege! der Fall ist, jeglichen ar-
chitektonischen Schmuckes und ist ein einfacher Backsteinbau.
Die in demselben befindlichen Zimmer sind die Bibliothek,
Amtsräume für den Director, den Secretär, Uhren-, Instru-
mentenzimmer u, s. w. Ebenso wie die untere Halle ununter-
brochen durchgeführt ist, so auch im wesentlichen der Boden-
raum und eine Galerie auf dem Dache, so dass dadurch
eine dreifache Communication zwischen der grossen Kuppel
und anderen Theilen des Gebäudes hergestellt ist. Die kleine
Kuppel und der Mittelbau sind ausserdem mit Galerien und
flachem Dache zur Aufstellung transportabler Instrumente
versehen, sie bieten auch Raum für Rechenzimmer u. dgl. Die
Errichtung der kleinen Kuppel, von Warner und Swasey in Cie-
veland, bot bei den Erfahrungen, welche die Amerikaner schon
in weit grösseren Kuppeln hatten, keine Schwierigkeit, sie ist
so leicht beweglich, dass sie in weniger als 2 Minuten um
360° gedreht werden kann. Ihre Aufstellung erfolgte bereits
1 88 1 . Ganz andere Schwierigkeiten bereitete natürlich die
grosse Kuppel, welche bei Abfassung des vorliegenden Ban-
des noch nicht vollendet war, und über welche hier daher
auch nicht ausführlich zu berichten ist, um späteren Bespre-
chungen nicht vorzugreifen. Nur kurz sei angeführt (vgl.
z. B. die Beschreibung in der englischen Zeitschrift Enginee-
ring Nr. 1175, 78, 80, 81, 83), dass die Kuppel auf einem
cylindrischen Backsteinbau von unten 3, oben 2 Fuss Dicke
steht und in allen Eisen constructionen von den Union Iron
Works, San Francisco, geliefert wurde. Die Bewegung er-
folgt durch Wasserkraft, so dass eine volle Umdrehung in
weniger als 9 Minuten erreicht wird. Die Spaltöffnung be-
trägt 9'/, Fuss. Bekanntlich ist nach Grubb's Vorschlag zur
Bequemlichkeit und Sicherheit der Beobachter, wenn es sich
um Beobachtungen in grösseren Zenithdistanzen handelt, die
Einrichtung getroffen, dass der Fussboden der Kuppel, eben-
falls durch Wasserkraft, gehoben werden kann, so dass da-
durch die Beobachtungs treppen bis zu einem gewissen Grade
unnöthig werden. Anfangs hat sich aber diese Vorkehrung
nicht bewährt, da die Bewegung eine so langsame wat, dass
zur Hebung um 16 Fuss (der ganze mögliche Spieüanm^

249

grössere Einfachheit ermöglicht. Der Beobachtungsraum ist
von Ost nach West i8 Fuss, von Nord nach Sfld 14 Fuss
gross, und in demselben befinden sich ausser dem Fassagen-
instrument die Pendeluhr Hohwü 35, ein Chronograph und
die dem Beobachter nöthigen Utensilien. Eine Thüre {im
Westen) führt riirect ins Freie, die Entfernung vom grossen
Hauptgebäude beträgt hier nur wenige Schritte. An Beob-
achtungsgebäuden sind nun noch zu erwähnen die kleine
Kuppel für den 6 zolligen Refractor und das kleine Holzge-
bäude, als photographisches Laboratorium dem Photohelio-
graphen dienend. Beide liegen direct nördlich von den Me-
ridianhäusem. I>er Vollständigkeit wegen möge auch das
Wohngebäude der Astronomen angeführt werden, welches
am östlichen Abhang auf einem ebenfalls abgesprengten und
abgegrabenen Terrain erbaut wurde. Es bietet selbstver-
ständlich für eine grössere Anzahl fest angestellter Beamten
Raum und Bequemlichkeit. Vom oberen Stockwerk aus ge-
langt man unmittelbar über eine Galerie zum Hauptgebäude
der Sternwarte, Nicht unerhebliche Schwierigkeiten hat bei
der hohen Lage die Wasserzufuhr gemacht. Zum Glück
wurde eine ergiebige Quelle in reichlich i Kilometer Entfer-
nung von der Sternwarte gefunden. An verschiedenen Stel-
len sind grosse Reservoirs angelegt, von denen das Wasser
weiter in die Räume geführt wird. Obwohl bedeutende Quan-
titäten so gesammelt werden können, scheint doch in dieser
Beziehung noch weiterer Anbau dringend nöthig, da nach
einer späteren Mittheilung für die Fxistenz der Bewohner
erschreckender Wassermangel vorkommt, der selbstverständ-
lich höchst gefahrbringend bei etwaigem Brande werden kann.
Es mag hier erwähnt werden, dass sich das der Sternwarte
nächstgelegene Gebäude in 13 Kilometer Entfernung befindet,
dass aber die nächste Ortschaft San Jose 50 Kilometer ent-
fernt ist.

Nach dieser Beschreibung der Gebäude folgt eine kurze
Mittheilung über die Instrumente des Instituts. In betreff
des Haupt in struments, des 36 zölligen Refractors, ist nur der
Lieferungscontract mit der Firma A. Clark & Sons gegeben,
das Instrument selbst ist erst nach Ausgabe des Bandes
vollendet, und erst seit dem Sommer 1888 in vorläufige Thä-
tigkeit gekommen. Auch über dieses, in dessen Fundament
der Stifter des Instituts beigesetzt ist, findet sich im Enginee-
ring eine ziemlich detaillirte Beschreibung, die aber erst
durch die optischen Erfolge vervollständigt werden mugs, und
es mag daher ebenso wie über die grosse Kuppel nähei<> ^^' \

sprechung verschoben werden. Bekanntlich ist neb^^ *^''^ \

eigentlichen Beobachtungsobjectiv noch eine dritt^ "^Ji»*^' \

250

welche als Corrector dient um das Fernrohr für photogra-
phiache Zwecke verwendbar zu machen, hergestellt Dieselbe
hat nur 33 Zoll Oeffnung, die Brennweite wird um 10 Fuss
verkürzt, es sind daher an geeigneter Stelle im Rohr Oeff-
nungen zur Aufnahme der photographischen Platten ange-
bracht. Als Sucher sind 6, 4 und 2 zöllige Fernröhre vor-
handen, und es ist Holden's Absicht, später den 12 zölligen
Refractor in gleicher Eigenschaft dem 36 Zöller anzufügen.
Der eben erwähnte la Zöller bildet zur Zeit das zweite Haupt-
instrument und steht im nordwestlichen Thunn, Ursprüng-
lich wurde das Objectiv von den Clark's für Henry Draper
gemacht und der Refractor auf dessen Privatstemwarte auf-
gestellt, er ist als solcher in den Washington Observations
1876 abgebildet Da derselbe nach Draper's Wunsch durch
ein photographisches Rohr ersetzt werden sollte, so ging er
iä8o in den Besitz des Lick Observatory über und wurde,
wie erwähnt, 1881 aufgestellt Die Beobachtungen, welche
Bumham zeitweise mit demselben machte, kennzeichnen ihn
als ein in jeder Beziehung vollkommenes Instrument A. Clark
entdeckte mit demselben bei Prüfung des Objectivs die Du-
plicität von f Sagittae (Distanz o''2). Die anwendbaren Ver-
grösserungen gehen von 160 bis 1400, und an dem Fadenmik-
rometer wird ganz besonders die Beleuchtung gerühmt,
welche sich bei gleichbleibender Schärfe derartig moderiren
lässt, dass Objecte, die überhaupt noch sichtbar sind, auch
geraessen werden können. Zu diesem Refractor gehört ein
Declinograph nach Knorre's und Falisa's Angaben.

Mit dem Meridiankreis sind Beobachtungen noch nicht
angestellt Derselbe ist von Repsold, das özöilige Objectiv
von A. Clark, die Ablieferung erfolgte 1884, Zu demselben
gehören zwei Collimatoren mit vollständig gleichen Objectiven,
die ebenfalls von den Clark's geliefert wurden. Für das
Objectiv des Südcollimalors ist ferner von Warner & Swasey
eine aequatoreale Montirung ausgeführt, so dass es als Re-
fractor getrennt benutzt werden kann; da nämlich für die
Collimationsbestimmungen im Süden in 80 Fuss Entfernung
eine Mire vorhanden ist und dieser Collimator nur für Bie-
gungsbestimmungen in Verbindung mit dem Nordcollimator
dient, so kann er zeitweise entbehr! werden. Die ganze
Montirung ist möglichst leicht ausgeführt, so dass das In-
strument als ein transportables angesehen wird, welches für
Expeditionsz wecke gut verwendbar ist.

Weiter gehört zur Ausrüstung ein 4 zölliger Cometen-
sucher, ein Photoheliograph (letzterer genau gleich den auf den
amerikanischen Venus-Expeditionen gebrauchten und in den
American Observations of ihe transit of Venus 1874 Part I

S5I

beschriebenen), ein 4ZÖIliges Fassageninstniment und Zenith-
teleskop von Fauth & Co., ein Repsold'sches Uni versa! inst ni-
ment mit lo zölligen Kreisen, zwei Hohwü'sche Pendeluhren
(35,37), eine solche von DenC (1847), von Frodsham (17 19) mit
Stromunterbrecher, von Howard (mittl. Zeit), 4 Chronometer
von Negus, 3 Chronographen von Fauth (sämmtlich in der
in Amerika allein üblichen Cy lind erform), eine vollstän-
dige Sammlung meteorologischer, meist Draper'scher selbst-
registrirender Instrumente, Seismometer u. s. w. Abgesehen
selbst von dem Riesenrefractor verfügt daher die Sternwarte
über einen Instrumentenvorrath, der sie in die Reihe der
ersten der Erde stellt. Das ungeheure Uebergewicht aber,
welches sie durch den 36 Zöller, ganz besonders indessen
durch die vorzügliche Lage über jedenfalls die meisten Stern-
warten erhält, berechtigt die Astronomie zu hohen Erwar-
tungen und zu der Hoffnung, dass wir nicht allein über Auf-
findung von Cometen und Auflösung einzelner Nebelflecke,
sondern auch über Inangriffnahme und stetige Fortführung
grosser Arbeitspläne an den verschiedenen Instrumenten hören
werden.

W. Valentiner.

P. Kästner, Neue Methode zur Bestimmung der Aber-

rations-Constante nebst TJnte[siichuag«n über die Veiinder1icbk«it
der Polhohe. A. u. d. T. Beobachtungs-Ergebnisse der k. Stern-
warte lu Berlin, Heft 3. Berlin [88S. 59S. 4°.
Das Universal -Du rchgangsinstnunent der Sternwarte zu
Berlin ist infolge der günstigen Resultate, welche eingehende
Untersuchungen theoretischer Natur von Herrn Geheimrath
Foerster* zu versprechen schienen, im Jahre 1879 durch den
Mechaniker C. Bamberg nach des ersteren Angaben construirt
worden und seit dieser Zeit mehr oder weniger in Gebrauch,
Als erstes Ergebniss der Beobachtungen, die mit demselben
angestellt wurden, tritt obige Abhandlung in die Oeffentlich-
keit; dieselbe scheint auch, abgesehen von einer grösseren
Reihe zur Bestimmung der Polhöhe, den Jahresberichten der
Sternwarte gemäss, alles zu enthalten, was bisher mit diesem
Instrumente geleistet worden ist. In den ersten Jahren gab
es, wie das bei einem Instrument von theilweise neuer Con-
struction natürlich ist, noch mancherlei zu ändern, und die
Benbach tun mn lomf^n ilhnr das Prnhestadiiim nicht hinaus:

253

tat des ersten, welches eine bedeutende VenDindemng der
Stmve'schen AberrationscoDstante verlangt, veranlasst wor-
den und weist mit überzeugenden Gründen die Ursache dieses
Resultates in der Veränderlichkeit der Polhöhe nach. Diese
aus theoretischen Gründen schon längst behauptete und auch
mit mehr oder minder grosser Sicherheit schon einigemal
ex[>erimentell vermuthete Erscheinung geht hier mit schlagen-
der Sicherheit ans den Beobachtungen hervor. Es verdient
hervorgehoben zu werden, dass der Verf. durch diese Dis-
cuasion seiner eigenen, sowie anderweitiger gleichzeitiger Be-
obachtungen ein gewichtiges Argument zur Unterstützung der
Theorie über die periodischen Schwankungen der Erdaxe
im Erdkörper beigebracht, und dadurch den Anstoss zu einer
umrassenden experimentellen Prüfung dieser Erscheinung durch
cooperative Thätigkeit verschiedener deutschen Sternwarten
gegeben hat (vergl. die Mittheilung von Prof. Helmert in A. N.
Nr.2S7i). Wenn sich also auch der Beobachtungsplan zur
Bestimmung der Aberrationsconstante infolge der ursprüng-
lichen Ueberzeugung des Verfassers von der.Constanz der
Polhöhe als zu beschränkt herausgestellt hat, so hat doch
die mit so viel Sorgfalt durchgeführte Beobachtungsreihe, ab-
gesehen von der damit Hand in Hand gehenden Untersuchung
des Instrumentes und der Beobacbtungsmethode, die schön-
sten Früchte getragen.

Referent gibt im folgenden von dem reichen Inhalt der
Abhandlung, der namentlich auch dem praktischen Astrono-
men eine Anzahl von sorgfältig geprüften Erfahrungen und
eigen thümlichen Messungsmethoden bietet, eine kurze Ueber-
sicbt. Nach einer eingehenden Besprechung des Instrumentes
und der Beobacbtungsmethode {S. i — 7), die den Leser haupt-
sächlich über die Wahl verschiedener Jnstrumentaltheile und
über die Gründe des etwas zu beschränkten Beobachtungs-
planes aufklärt, gibt der Verfasser S. 8 — 36 die Methoden
und Resultate seiner Untersuchung des Instrumentes, die mit
Rücksicht darauf, dass dasselbe ein neues war, in grösserer
Ausdehnung angestellt und mitgetheilt wurde, als es das Be-
dürfniss der nachfolgenden Beobachtungen und ihrer Ver-
werthung erfordert hätte. Die Winkelwerthe der Fadeninter-
valle des festen und des beweglichen Netzes werden durch
78 vollständige, chronographisch aufgezeichnete Durchgänge
von Polstemen bestimmt, die in drei sich über die ganze
Beobachtungszeit gleichmässig vertheilenden Perioden von
verschiedenen Mitteltemperaturen beobachtet wurden. Verf.
benutzt hierzu nur Polsteme von den Declinationen +80°
bis -^-83°, indem er die besondere Genauigkeit, die durch sehr
hohe Polsterne erzielt werden soll, für eine illusoriscbe o^er

255

gewonnenen herausstellte. Der Verfasser findet die Ursache
desselben in dem Umstände, dass die beweglichen Fäden
dem Auge näher stehen, als die festen, und dass infolge
dessen die Winkeldistanzen der letzteren der grösseren Fo-
callänge der ersteren entsprechend vor der Vergleichung ver-
mindert werilen müssten. Um diese Reduction auszuführen,
war die Kenntniss der Entfernung dc-r festen von den be-
weglichen Fiiden nothwendig; der Verf. findet dieselbe durch
ein schönes Verfahren, nämlich durch die Anwendung eines
starken OcuJares, das nach einander auf beide Fadensysteme
scharf eingestellt wird und dessen Linearbewegung in der
Axe des Fernrohres durch die Schraube, mit der es in sei-
ner Hülse beweglich ist, gemessen wird. Mit der eruirten
Entfernung von 0.083 ™™ '^^^ beiden Fadenebeoen wird die
Reduction ausgeführt, und es zeigt sich nun wirklich eine
bedeutende Verminderung des Unterschiedes. Das Mittel
der aus beiden Bestimmungsarten gefundenen Faden Intervalle
wird als definitiv zur Reduction der Beobachtungen ver-
wendet.

Die Untersuchung der Schraube wird vollständig durch-
geführt und mitgetheilt, obwohl sie bei den folgenden Beob-
achtungen nur von beschränktem Einflüsse ist. Alle Resul-
tate beziehen sich auf die „mittlere Bewegungsforra" dersel-
ben, d. h. bei allen Messungen zur Untersuchung der Schraube
kommen stets nach einander beide Drehungs rieh tun gen der-
selben zur Anwendung, und das Mittel aus beiden wird als
Normaleinstellung der Schraube betrachtet. Zur Bestimmung
der periodischen Fehler wird, da das Mikrometer in sich
keine Repetition gestattet, ein Mikrometermikroskop mit 3
Fadenpaaren in orso und 1T25 Absländen von einander
rechtwinklig zu den Fadenebenen aufgestellt, was sich hier
(bei dem gebrochenen Fernrohr) mit besonderer Einfachheit
bewerkstelligen liess, und nun die Repetition der Theilinter-
valle durch die Schraube des Mikroskops besorgt Die fort-
schreitenden Fehler werden unter der Annahme fixirt, dass
der fünfte Theil der mittleren fünf Umdrehungen als Nor-
malrevolution gelte; ihre Bestimmung geschieht von 5^ 2U 5'
dadurch, dass ein bestimmtes Intervall des festen Netzes,
das nahezu 51^ umfasste, durch verschiedene Theile der
Schraube ausgemessen wird; für die mittleren fünf Umdre-
hungen, welche bei den Beobachtungen fast ausschliesslich
zur Verwendung kamen, wird die Correction wegen fort-
schreitender Fehler von i' zu i' wieder mit dem oben ge-
nannten Mikroskop, indem nun a Fadenpaare in die Entfer-
nung von ca. 1^ gestellt wurden, gemessen. Der Werth einet
Normalrevolution in Bogensecunden wird durch einfache ^■"*"

Vicrleljuhntcbr, d. AiIrDoom. Cgicnicbiri. t,. |8

257

Nach Darlegung dieser Untersuchung des Instrumentes,
die man wohl in allen Theilen als musteihaß hinstellen kann,
geht Verf. auf die Mittheilung seiner von April 1884 bis
Mai 1885 angestellten Beobachtungs reihe betreffs Bestimmung
der Aberrations-Constante und der Polhöhe über (S, 27 — 35),
Die angewandten sieben Stempaare sind auf nur vier Stun-
den der M vettheilt, zweifellos ein Mangel, der aber vom
Verf. selbst erkannt und erklärt wird. Die Differenzen der
Zenithdis tanzen der beiden Sterne eines Paares steigen bei
den scheinbaren O erlern bis 22/6 = 34,% welcher Betrag mik-
rometrisch zu messen war. Man kann dem Verf. nur bei-
pflichten, wenn er sich scheut, mit einem Mikrometer ein-
facherer Construction so grosse Winkel durch Bewegung der
Schraube zu bestimmen. Wenn man es also nicht überhaupt
vorzieht, solche Sternpaare zu vermeiden, so bleibt das von
ihm ergriffene Mittel das einzig mögliche. Es besteht dies
darin, für jedes Sternpaar auf der beweglichen Fadenplatte
ein Paar Fäden aufzuziehen, welche sich in der ungefähren
Distanz der in Rede stehenden Differenz der Zenithdis tanzen
des Stempaares befinden ; alsdann kann man durch eine be-
schränkte Anzahl von Umdrehungen der Schraube den resti-
renden Betrag der Differenz und deren Schwankungen mes-
sen. Wie ersichtlich, braucht man zur Ableitung der Aber-
rations-Constante den genauen Betrag der genannten Faden-
distanz nicht zu kennen, eben so wenig wie man die mittleren
Declinationen der Sterne genau zu kennen braucht, aber
etwaige, z. B. von der Temperatur herrührende Schwankun-
gen desselben würden mit ihrem vollen Betrag in das Re-
sultat eines Stempaares eingehen. Auf die fortwährende
Controie dieser Intervalle war also Sorgfalt zu verwenden,
und solche ist auch, wie aus dem obigen zu entnehmen,
darauf verwandt worden. In die aus einem Sternpaar be-
rechnete Polhöhe geht natürlich der Fehler des constanten
F ad eninterv alles mit seinem halben Betrag ein. Abgesehen
von dieser Einführung eines constanten Fadenintervalles, die
meines Wissens auch bei Polhöhenbestimmungen noch nie-
mals versucht wurde, ist über die Beobachtungen nur zu be-
merken, dass ein Hauptgewicht auf eine völlig symmetrische
Anordnung betreffs Drehungsrichtung der Schraube, Bewe-
gungsrichtung der Libelle, Lage des Fernrohres (Stellung des
Oculares) beim ersten Stern und Lage gegen den Meridian
gelegt wurde. Eine symmetrische Anordnung der Art, dass

gesucht werden mussten. Die vom Verfasser hieran geknüpfte
längere Discussion macht den zweiten Theil der Abhandlung,
Untersuchungen über die Schwankungen der Erdaxe ent-
haltend, aus (S. 4.'i — l.'i).

26l

Vollständig; ist der Gang ja sicher nicht verschwunden,
wie dies noch deutlicher die austührliche Tabelle zeigt, welche
die Resultate für jeden einzelnen Siern gibt ; aber in An-
betracht, dass die Amplitude der Schwankung leicht etwas
vergrossert werden könnte, ohne niit den Gothacr und Ber-
liner Beobachtungen in Widerspruch zu gerathen, und weiter,
dass die ganze Erscheinung sicher noch roiuplicirtere Ver-
hältnisse darbietet, die jetzt, wo dieselbe noch wenig studirt
ist, nicht in Rechnung gezogen werden können, muss man
dem Verf. beipflichten, wenn er in der Pulkowaer Reihe die
ausgesprochenen Zeichen der auch in Berlin und Gotha be-
obachteten Polhöhen Schwankung wahrnimmt.

An weiteren Beobachtungen führt Verf. die drei grossen
von Peters, Gj'ldcn und Nyren hergestellten Reihen von Ze-
nithdistanzen des Polarsterns an (bearbeitet in : Nyren, Die
Polhöhe von Pulkowa) und zeigt, dass, wenn auch dieselben
mit einer regelmässigen zehnmonatlichen Periode nicht in
Einklang zu bringen waren, doch systematische, wenn auch
unregelmässig wechselnde Abweichungen in denselben nach-
weisbar sind. Auf Grund dieser Wahrnehmungen kann der
Verf. das zuerst von Sir W. Thomson charakterisirte Verhalten
der Krdaxc als richtig bestätigen; er spricht sich hierüber
dahin aus, „dass, sobald einmal durch irgend eine Massenver-
schiebung ein Winkelausschlag zwischen Hauptträgheitsaxe
und momentaner Rotationsaxe entstanden ist, letztere um
die crstere eine Kegelfläche in ca. 304 Tagen beschreiben muss.
Es ist nun wohl der Fall denkbar, dass zeitweise keine neuen
merklichen Störungen eintreten, oder dass sie sich gegen-
seitig compensiren, und dass sich also jene Uralaufsbewegung
während kürzerer oder längerer Zeit ungestört oder doch
nahe ungestört abwickeln kann, bis wieder durch neue be-
sonders starke oder zufällig in gleichem Sinn wirkende
Massenverschiebungen eine stärkere Aenderung von Phase
und Amplitude in ihr bewirkt und jener regelmässige Verlauf
unterbrochen wird." Man kann sich der Ansicht nicht ver-
schliessen, dass hiermit der wahrscheinlichste und natürlichste
Verlauf der Erscheinung geschildert ist ; ob man mit W. Thom-
son als Ursache der Massen Verschiebungen die meteorolo-
gischen Processe betrachten kann, mag dahingestellt bleiben.
Von der Polhölie als einer Constanten innerhalb einer Ge-
nau ig keif sgrenze von o"i bis o"2 kann also nicht mehr ge-
sprochen werden, sondern nur von einer mittleren, für einen

262

eine auf mehrere Jahre sich erstreckende Reihe im Mitlei
von denselben frei sein wird.

Diese „mittlere Polhöhe für 1884 — 1885" leitet zum
Schlüsse seiner Abhandlung der Verf. aus den angestellten Be-
obachtungen noch ab (S. 55 — 58 ). Die Declinationen der
Sterne konnten mm grössten Tbeil dem Auwers'schen Fun-
damentalcatalog entnommen werden, zum Thei! aber sind sie
von Herrn Dr. Kflstner selbst am älteren und am grossen
Berliner Meridianiaeis neu bestimmt worden. Mit ausge-
zeichneter U eberein Stimmung ergab sich als Polhöhe des In-
strumentes

ip = + 52° 30' i6f'82 + o''o4.

Diese Polhöhe und der Nachweis, dass dieselbe nicht
constant sei, sind die unmittelbaren Früchte der Küstner-
schen Beobachtungsreihe, aber sicher nicht von geringerem
Werth sind die Erfahrungen, welche der Verf. behufs der
Anwendung seiner neuen Methode der Aberrationsbestimmung
gemacht hat, Verf spricht am Schluss seiner Arbeit den
Wunsch aus, es möchte durch geeignete und zweckmässig
Organ isirte Beobachtungen, welche an verschiedenen Orten
gleichzeitig anzustellen sein würden, die Frage der Polhöheu-
schwankung noch näher untersucht werden; wir würden uns
freuen, wenn eben so rasch, wie dieser Wunsch in Erfallung
gegangen ist, auch die Küstner'sche Methode der Aberrations-
bestimmung in einer zweiten ausgedehnteren Beobachtungs-
reihe zur Anwendung gelangte.

J. Bauschinger.

P. Kurlbaum, Bestimmung der Wellenlänge einiger
FTauDhofeT'scher LiDien. Inaueuraldissertation. Berlin 1887, 96 S.
I Tafel. S°, Nochmals abgedruckt in WicdemaDD's AnDaien, Band 33,
S, 159 u. 381 ff.

L. Bell, On the Absolute Wave-length of Light. Ame-
rican Journal of Science. Vol. XXXIII No. 195. 1887. 16 S. 8°;
Vol. XXXV N0.Z08, 209. 1888. 38 S. 8°.
Nachdem erkannt worden war, ^ass die Genauigkeit
der dem Spectre normal du Soleil von Angström zu Grunde
liegenden Messungen nicht mehr im richtigen Verhältnisse zu

Schlüsse daran soll in den folgenden Zeilen über zwei andere
seitdem erschienene Untersuchungsreihen berichtet werden.

Die erste derselben ist im Physikalischen Institute zu
Berlin ausgeführt worden. Herr Kurlbaum verfügte über
zwei auf Spiegeimetall getheilte Gitter. Das erste," von Ru-
therfurd*, hat bei einer Breite von 43 mm 29,521 Striche in
ca. 0.0015 o^™ Entfernung; das andere, von Rowland, ist
42 mm breit und hat 23701 Linien in Abständen von ca.
0.0018 mm. Um die Vorzüglichkeit der Gitter darzuthun,
wird ihre Leistungsfähigkeit mit der des Schröder'schen Spec-
tralapparates in Potsdam** verglichen. Nicht ganz zweck-
mässig erscheint es, dass die Z'-Gruppe als Prüfungsobject
ausgewählt ist, weil erstens das Aussehen dieser Spectral-
gegend wegen der vielfach dort auftretenden atmosphärischen
Linien sehr von der Beschaffenheit, speciell dem Feuchtigkeits-
gehalte der Luft abhängt, und weil ausserdem die weniger
brechbaren Theile des Spectrums in einem Prismenapparate
stark zusammengedrängt erscheinen. Zur richtigen Beur-
theilung der vom Verf. hierbei gefundenen Differenz zwischen
den beiden Zeichnungen ist anzuführen, dass die Skizze des
Herrn Prof. Vogel nicht auf Messungen beruht, sondern nur
nach Schätzungen ausgeführt ist, wobei, dem Zwecke der
Darstellung entsprechend, vornehmlich auf die Anzahl der
sichtbaren Linien geachtet, auf die genaue Wiedergabe der
Entfernungen dagegen weniger Werth gelegt wurde. Jeden-
falls wird aber durch diese Vergleichung zur Genüge dar-
gethan, dass die Gitter des Verfassers von vorzüglicher Be-
schaffenheit waren.

Der Schwerpunkt der Arbeit liegt in dem ersten Ab-
schnitte, der Ermittelung der Gittere onstanten, welche vorzugs-
weise den Werth der Messungen als absolute Bestimmungen
bedingt. Die Ausmessung der Gitter wurde auf der Kais.
Normal- Ei chungs-Commission zu Berlin ausgeführt mit Hülfe
einer Repsold'schen Theilmaschine. Die wesentlichsten Be-
standtheile derselben für den vorliegenden Zweck sind zwei
hinter einander befindliche Tische für die zu vergleichenden
Objecte, und zwei fest mit einander verbundene Mikroskope,
welche auf diese Tische gerichtet sind und mittelst einer sehr
sorgfältig gearbeiteten Schlittenführung über die ganze Länge
der Tische fortbewegt werden können. Besondere Schwierig-
keiten verursachte die Herstellung einer eeeijtneten Beleuch-

264

hörigen Mikroskope besassen nur eine etwa 60 fache Ver-
grössening und waren nicht im stände, die eng getheilteu
Gitter aufzulösen. Es wu>de daher zum Einstellen auf die
Gitterstriche aus einem Objectiv mit sehr grossem Oeffnungs-
winkel und einem der vorhandenen Oculare ein anderes
Mikroskop zusammengesetzt, welches eine etwa 800 fache Ver-
giösserung ergab. Der ausserordentlich geringe Abstand des
Objectivs vom Gitter verhinderte eine Beleuchtung auf ge-
wöhnlichem Wege. Nach Cornu's Methode wurde daher im
Inneren des Mikroskops über den Objectivlinsen ein total
reflectirendes Prisma eingesetzt, welches die eine Hälfte der
Linsen bedeckte und durch eine seith'che Oeffnung des Rohres
Licht empfing, Ueber dem Spiegel, von dem aus das Licht
in das Mikroskop gelangte, und der dicht vor dem Prisma
befestigt war, befand sich ein Spalt mit mikrometrisch ver*
schiebbaren Backen, durch welchen nur ein schmales Licht-
bündel eingelassen wurde. Auf diese Weise gelang es, durch
das Objectiv hindurch das Gitter hinreichend zu beleuchten,
um mittelst der unbedeckten Hälfte der Linsen ein gutes
Bild zu erhalten. Interessant sind die Bemerkungen über das
Ausseben der Striche, da sie zeigen, wie schwer es bei diesen
feinen Objecten ist, Klarheit über das zu gewinnen, was man
sieht. Das Gitter erschien im Mikroskop als eine sehr helle
Fläche, auf der vollkommen schwarze, sehr deutliche Linien
erkennbar waren, die etwa ein Viertel der Breite der zwischen
ihnen liegenden Felder einnahmen. Diese Linien wurden an-
fangs für die in das Gitter geritzten Striche gehalten, bis
das Rowland'sche Gitter den Irrthum erkennen Hess, Auf
diesem Gitter ist nämlich jeder hundertste Strich länger ge-
zogen, als die übrigen ; wurde nun das Mikroskop auf das
Ende derselben eingestellt, so sah man zwei deutliche schwarze
Linien, welche wohl den beiden aufgeworfenen Rändern des
Striches entsprachen. Es erschienen also alle Striche des
Gitters doppelt, und zwar lagen sich die Striche so nahe, dass
sich die Wälle je zweier auf einander folgender Striche zu
einem einzigen vereinigten. Die schwarzen Linien, welche
das Mikroskop zeigte, waren demnach nicht die Striche selbst,
sondern deren Ränder, und zwar waren es, mit Ausnahme
des ersten und letzten, durchweg Doppelwälle, Auffallend
war dabei, dass der erste und letzte VVall weder in Stärke
noch in Abstand von öea andern abwich.

Um leicht und sicher die Striche rechtwinklig zur Be-
wegung srichtimg der Mikroskope, d. h. zur Schlittenführung
des Apparates stellen zu können, liess Verf. auf dem Gitler
an den beiden Enden der Striche je eine Linie ziehen,
welche mit dem ersten und letzten Gitterslriche ein Rechteck

»65

bildeten. Die Messung aller Seiten und Diagonalen dieses
Rechtecks ergab bei dem einen Gitter Abweichungen vom
rechten Winkel bis 6', d, i. für die gefundene Breite eine
Correction im Betrage von 0.08 ^i •. Unter Anwendung dieser
Hülfslinien gestaltete sich dann die Justirung des Gitters
genau wie die eines Massstabes.

Es wurden ferner Untersuchungen angestellt, ob die
äusseren Striche, welche bei den Messungen benutzt wurden,
Abweichungen von der geraden Linie zeigten, welche gross
genug wären, an verschiedenen Stellen der Striche ver-
schiedene Gitterbreiten zu liefern. Hierzu wurde mit der
vorzüglich gearbeiteten Schlitten fiihrung ein mit einer feinen
Spitze im Ocular versehenes Mikroskop über die ganze Länge
der betreffenden Linien entlang geführt. Die dabei gefundenen
Differenzen stiegen beim ersten Gitter bis 0.27 ^i, beim zweiten
bis 0.43 /(; Beträge, welche, falls sie reell wären, die Wellen-
längen schon merklich, bis zu 0.005 fifi, verfälschen würden.
Indessen ist Ref. trotz der Versicherung des Verfassers, dass
die Be o bach tun gs fehler 0.1 fi nicht übersteigen dürften, doch
der Ansicht, dass diese Abweichungen zum Theil in Messungs-
fehlern, besonders aber in kleinen Unregelmässigkeiten der
Schlittenführung und Verziebungen im Apparate ihren Grund
haben, so dass sie in der That vernachlässigt werden dürfen.

Als Normalmassstab diente dasselbe Meter R 1878, wie
bei den Potsdamer Bestimmungen (S. 24 des Bandes). Das-
selbe lag bei den Messungen auf dem einen Tische der -
Theilraaschine , das Gitter auf dem anderen. Diese An-
ordnung Hess sich nicht vermeiden, weil der Abstand der
beiden Mikroskope im Verhältniss zu der grossen Gitterbreite
zu gering war. Um et-.vaige Fehler der Schlittenführung,

* I ^ =1 0.001 mm. Ängström gebührt bekannllich das giosse
Verdienst, in «einem Speclre nonnal du soleil die Bezeichnung der
Sp«ctrBllinieD nach ihren Wellenlängen eingeführt zu haben. Seine
Einheit, o.ooooooi mm, ist vielfach beibehalten worden, wäbrend von
anderer Seile o.Oooooi vorgciogcn wird, und Herr Kurlbauro z. B.
sogar 0,001 wählt. Diese Verschiedeobeilen geben oft in Irtthümcm
Anlas9, besonders bei Di ifereni angaben, bei dcnea man häulig im
Unklaren bleibt, auf welche Einheit sich die angegebenen Decimal'
bräche beziehen. In der Mettonomie hat sich die Bezeichnung /c für
0.001 mm bereits sehr eingebürgert, und es wate sehr empfchlens-
werth, diese Tanaendthejlung weiter zu tTihrea und für Wellenlängen

266

welche bei dieser Anordnung leicht schädlichen Einfluss auf
die Resultate ausüben konnten, zu eliminiren, mussten die
Messungen nach Vertauschung der beiden Objecte an den-
selben Stellen des Schlittens wiederholt werden. Die Tem-
peratur wurde durch zwei Thermometer bestimmt, von denen
das eine auf dem Massstab, das andere unmittelbar neben
dem Gitter lag. Zur Beleuchtung wurde nur Licht verwendet,
welches eine Alaunlösung passirt hatte ; die Lichtquelle selbst
wurde von fliessendem Wasser umspült. Während der Mes-
sungen wurde eine Holzwand zwischen Theilmaschine und
Beobachter eingeschaltet. Diese früher vielfach angewendete
Vorsichtsmassregel dürfte nach neueren Untersuchungen über
Isolirungsmiltel * nicht mehr zu empfehlen sein. In dem
Oculare des auf das Gitter sehenden Mikroskopes befand
sich neben den Fäden noch eine sehr feine Spitze, welche
zum Einstellen auf die Gitterstriche benutzt wurde. Warum
Verfasser vorgezogen hat, anstatt auch bei diesem Mikroskope
die Mikrometerschraube zu benutzen, den ganzen Schlitten so
lange, zuletzt durch leises Klopfen, zu verschieben, bis die
Spitze auf den gewünschten Gitterstrich einstand, ist nicht
ersichtlich. Ref. würde ein Messen nach der gewöhnlichen
Methode für zuverlässiger und exacter gehalten haben. Da
die Einstellung auf den Massstab, entsprechend der geringeren
Vergrösserung des betreffenden Mikroskopes erheblich un-
sicherer war, als die auf das Gitter, wurden zu einer Poin-
, tirung auf den Gitterstrich je fünf Einstellungen auf den
Mass stabstrich gemacht. Dieselben Messungen wurden sofort
mit entgegengesetzter Schlittenführung wiederholt, um den
Einfluss der selbständigen Bewegung der Objecte oder ein-
zelner Theile des Apparates zu eliminiren. Bei jeder Jus-
tlrung des Gitters wurden drei Messungen ausgeführt, in-
dem nach jeder derselben der Massstab um i mm verschoben
wurde , so dass drei verschiedene Massstabintervalle zur
Verwendung gelangten. Auf dem Gitter wurde dabei nicht
nur auf den ersten und letzten Strich eingestellt, sondern es
wurden die fünf iiussersten Striche auf jeder Seite berück-
sichtigt. Nach den ersten drei Messungen wurde das Gitter
um 180° gedreht und von neuem justirt, und zwar unter
Benutzung der anderen Justiningslinie, dann folgte eine dritte

267

beiden Gitter sind fünf solcher Reihen ausfuhrt worden,
welche natürlich noch in gehöriger Weise wegen der Fehler
der Schraube und des Massstabes verbessert und auf dieselbe
Temperatur von 20° C, reducirt wurden. Für die letztgenannte
Correction dienten die weiter unten zu besprechenden Aus-
dehn ungscoeffj cienten. Eine der an (iitter II ausgeführten
Messungsreihen ist als Beispiel in voller Ausführlichkeit mit-
getheilt, von den anderen dagegen nur die je 12 Einzel-
resultate. Sämmt liebe Messungen zeigen eine vortreffliche
innere Uebereinstitnmung, so dass z. B. unter den 60 für
Gitter II erhaltenen Einzelwerthen nur 4 vorkommen, welche um
mehr als i ,u von dem Gesammtmittel abweichen. Die Mitlel-
werthe der fünf einzelnen Messungs reihen geben folgende
Abweichungen von dem Endwerthe nebst ihren aus den
12 Einzelwerthen abgeleiteten wahrscheinlichen Fehlern:
-1-0.18 ±0.13^

— 0.05 0.14

— 0,30 O.II

— 0.13 0.08
-I- 0.30 O.IO

Der w. F. des Endwerthes wird hiemach ± 0.07 ft.

Bei einer Zusammenfassung der Einzelwerthe nach den
benutzten Massstab st riehen werden die Abweichungen vom
Mittel nur wenig grösser, woraus Verf. folgert, dass die Zahl
der zur Verwendung gekommenen Striche, 12 im ganzen,
hinreichend gewesen sei, um einen von der Unsicherheit der
Theilungsfehler des Massstabes herrührenden Einfluss un-
schädlich zu machen. Als Endresultat der Messungen ergibt
sich schliesslich für die Breite von Gitter II 41.70236 mm, und
daraus dieConstante des Gitters für 20° C. = 0,001759518 mm.

Gitter I wurde in derselben Weise ausgemessen; dabei
stellte sich aber heraus, dass dasselbe bei den beiden Jus-
tirungsiinien nicht dieselbe Breite besass, dass also die
Striche eine geringe Divergenz besassen, welche wohl auf
eine Drehung des Gitters während der Theilung zurückgeführt
werden muss. Der Unterschied der Breite wurde zu 1.56 ft
gefunden, der Divergenz winkel also =^7". Dass in der That
eine Divergenz der Striche, und nicht etwa irgend welche
Unregelmässigkeit der Theilung die Veranlassung der ge-
furidenen Differenz war, bewiesen noch Messungen, welche
in der Mitte des Gitters an verschiedenen Stellen ausgeführt
wurden und die der Höhe entsprechende mittlere Breite er-
gaben. Ja, es Hess sich sogar aus den Winkelmessungen
nachweisen, welche je nach der benutzten Gitterstelle ver-
schiedene Resultate lieferten, und zwar im Einklang mit der'
hier constatirten Divergenz.

Die einzelnen Messiing'en ergaben folgende Abwei-
chungen vom Mittel:

-);0.i3 +0.10«
+ O.Ol 0.09

+ 0.09 0.08

— 0.25 o.io

+ 0.03 0.09

Der w. F. des Endwerthes wird hiernach + 0.05 ^, Die
Gitterbreite ergibt sich zu 43.36148111111, und damit die
Gitterconstante, gültig für die Mitte des Gitters, bei 20^ C. =
0.00146S835.

Verf. wendet sich nun zu seiner zweiten Aufgabe, zur
Messung der Ablenkungswinkel. Leider stand das hierzu
verfügbare Instrument nicht im richtigen Ge na uigkeits- Ver-
hältnisse zu den vorzüglichen Gittern. Das benutzte Spec-
trometer, von Schmidt und Haensch, besass nämlich Fern-
rohre von nur 25 mm Oeffnung und 26 cm Brennweite,
sowie einen Kreis von nur 165 mm, welcher, in 10' getheilt,
mit Hülfe zweier Nonien auf 10" abgelesen werden konnte.
Es muss hervorgehoben werden , dass die Resultate der
Winkelmessungen in Anbetracht dieser unvollkommenen Hülfs-
mittel eine ansehnliche Genauigkeit besitzen, welche Zeug-
niss von der Sorgfalt und Umsicht ablegt, mit der das
Instrument gehandhabt worden ist. In der weiter unten zu
besprechenden Arbeit macht Herr Bell (Am. J. 1888, p. 365)
auch darauf aufmerksam, * dass bei Anwendung relativ zu
kleiner Be o ha cht ungs fern röhre nicht die ganze Breite des
Gitters, sondern nur ein Theil desselben, gewöhnlich die
Mitte zur Benutzung gelangen werde; Unregelmässigkeiten
der 'Ilieilung führen dann zu constanten Fehlern, da das in
die Bestimmungen eingehende Strichintervall ausschliesslich
aus der Messung der Gesammtlänge des Gitters abgeleitet
worden ist. Dagegen kann Ref. der a. a. 0. gemachten Be-
merkung des Herrn Bell, dass die Gitter des Verfassers
eine „unglückliche Grösse' besässen. 42, bez. 43 mm, welche
nicht leicht zu messen wären, nicht beipflichten. Die aus der
eventuellen Ungenauigkeit der Zwischentheilung auf dem be-
nutzten Massstabe herrührende geringe Unsicherheit kann bei
geeigneter Anordnung der Messungen leicht unschädlich ge-
macht werden, wie es auch im vorliegenden Falle geschehen ist.

Zur Bestimmung der Ablenkungswinkel brachte Verf. drei
verschiedene Methoden in Anwendung, zunächst die von
Angström benutzte, indem er das Gitter normal zum Colli-
-mator stellte. Die Construction des Apparates erlaubte aber
nach dieser Methode nur die Messung im Spectrum zweiter

269

Ordnung, Es wurde dann folgendes Verfahren eingeschlagen.
Dem Gitter wurde eine beliebige Stellung gegen den ein-
faltenden Strahl gegeben, welche nach einem sogleich zu
beschreibenden Verfahren genau bestimmt werden konnte.
Uann wurde das Fernrohr auf das reflectirte Spaltbild ein-
gestellt, der Kreis abgelesen, und nun das Femrohr auf die
andere Seite des Collimators geführt, wo die Ablenkungswinkel
in den Spectren höherer Ordnung sehr gut gemessen werden
konnten. Hier blieb nun aber noch der Uebelstand, dass auf
das reflectirte Spaltbild eingestellt werden musste, wodurch
constante Fehler hervorgerufen wurden. Das Gitter wurde
daher nach Ausführung der beschriebenen Messung ange-
nähert um den doppelten Einfallswinkel gedreht, so dass das
reflectirte Spaltbild jetzt auf die andere Seite des Collimators
fiel, und nun die entsprechende Einstellung gemacht. Die
beiden Einfallswinkel brauchten nur ungefähr gleich zu sein,
genau bekannt dagegen ihre Summe. Diese Methode lieferte
sehr genaue Resultate, erforderte aber verbal tnissmässig viel
Zeit, so dass Verf. nur wenige Messungen danach ausgeführt
hat. Die dritte, am meisten angewandte Methode bestand
darin, dass den beiden Fernröhren eine feste Stellung zu
einander ertheilt und die Ablenkungswinkel durch Drehung
des Gitters gemessen wurden. Die Wellenlänge berechnet
sich in diesem Falle nach der Formel *

wo a den Drehungswinkel des Gitters**, ig den halben Winket
zwischen den Femröhren, c die Strichdistanz, und m die
Ordnung des Spectrums bedeutet. Um den Winkel i'o eu
ermitteln, verfuhr Verf. ebenso wie bei der Bestimmung der
bei den anderen Methoden vorkommenden Hülfswinkel folgen-
dermassen. Das Fernrohr wurde auf das directe Spaltbild
eingestellt, und dann um 180° — 210 gedreht. War es das
Gitter, welches mit dem einfallenden Strahl den Winkel i'o
bilden sollte, so wurde jetzt dasselbe so gedreht, dass das
Spiegelbild des Spaltes im Schnittpunkte des Fadenkreuzes
stand.

270

seDtliche Bedenken entgegen. So wird zunächst ein sehr
stabil gebautes Fernrohr vorausgesetzt, um genUgender Con-
stanz des Winkels i'o sicher zu sein, femer muss das Gitter
sehr vollkommen unil frei von allen Fehlem sein, da die
Messungen auf den beiden Seiten des Collimators nicht in
symmetrischen Stellungen des Gitters ausgeführt werden. Der
Hauplvorwurf ist aber, dass zur Bestimmung des Winkels i'a,
welcher sehr genau bekannt sein muss, da ein Fehler dessel-
ben eine ganze Beobac hl ungs reihe verfälschen würde, auf
das Spaltbild eingestellt werden muss, wobei, wie Verf. S. 58
selbst mictheilt, eine Verschiebung des Oculars erforderlich
wurde, welche nicht unerhebliche Fehler hervorrufen kann.
Es kommt noch dazu, dass der Kreis nur auf 10" abgelesen
werden konnte, so dass dies die äusserste Grenze der Ge-
nauigkeit bezeichnet, mit welcher i'o höchstens bestimmt wer-
den konnte. Dieselbe entspricht aber, da «0 zwischen 15°
und 16° schwankt, einem Fehler in der Wellenlänge von
0.0075 ft/t.

Da der Drehungs winke I des Gitters u stets gleich dem
halben Ablenkungswinkel der betreffenden Linie ist, also

X = — sin '/i rf cos t'o,

so wird, wenn man den Winkel tg immer kleiner und schliess-
lich null werden lässt, so dass die beiden Fernröhre zusam-
menfallen,

1=— sin'/,rf

d. h. man erhält das Minimum der Ablenkung. Verf. schlägt
den Versuch vor, auf diese Weise dieses Minimum auch bei
undurchsichtigen Gittern zu beobachten. Es soll der Colli-
mator entfernt und in dem Beobachtungs fern röhr zwischen
Fadenkreuz und Objectivlinse ein Spiegel so angebracht wer-
den, dass er die Hälfte des Querschnittes des Rohres deckt
und das von einem seitlich angebrachten Spalt kommende
Licht als vorn Fadenkreuzschnittpunkt kommend erscheinen
lässt. Vort heilhafter würde es wohl sein, das Collimatorrohr
zu behalten und mit einem unter 45° geneigten Spiegel das
Beobachtungs femrohr rechtwinklig anzusetzen. In beiden
Fällen wäre aber erst zu untersuchen, ob der hierbei ein-
tretende Lichtverlust nicht ein zu grosser würde.

Um die Temperatur des Gitters während der Winkel-
messungen zu bestimmen, wurde auf der Rückseite des Git-
ters ein kleiner mit Quecksilber gefüllter Behälter befestigt,
in welchen die Thermometerkugel eintauchte.

Zur Berechnung der Wellenlängen blieb nun noch ein

271

Reductionsetement zu bestimmeD, der AusdehnungscoerRcient
der Gitter, Derselbe lässt sich am einfachsten und sichersten
durch Winkelmessungen am Spectrometer ermitteln; denn
wenn n, den Erechungsesponenten der Luft bei der Tempe-
ratur /, und dem Barometerstand Ä, bezeichnet, femer to
die Breite des Gitters für 0°, und s seinen Ausdehnungs-
coefficienten, so ist

_ n, sin Ji «o (l+e/i)

Eine ähnliche Gleichung gilt für eine zweite Temperatur
fj-, daraus folgt die Beziehung
n J,
«, sinrf, '

Zur Ermittelung von s sind nun filr eine Anzahl von
Linien bei möglichst verschiedenen Temperaturen die Ab-
lenkungswinkel bestimmt. Die Temperaturdifferenzen schwan-
ken, soweit sie überhaupt mitgelheilt sind, für Gitter I zwi-
schen 14° und 19°. Bei dem anderen Gitter sind sie klei-
ner, da dasselbe dem Verf. nur während der warmen Jah-
reszeit lur Verfügung stand. Indessen wird auch hier kein
wesentlicher Fehler dadurch entstanden sein, da die Breite
des Gitters und die Winkel bei annähernd derselben Tem-
peratur gemessen sind. Ein gewichtigerer Einwurf scheint
dem Ref. darin zu liegen, dass für das Gitter II keine be-
sonderen Messungen zu diesem Zwecke angestellt sind, son-
dern das zur Bestimmung der Wellenlängen vorliegende Ma-
terial benutzt wurde, Dass die Beobachtungen, mit dem
aus ihnen selbst abgeleiteten Ausdehnungscoef6cienten redu-
drt, sehr gut übereinstimmen müssen, ist einleuchtend. Es
wird daher der Werlh der Messungen durch dieses Verfahren
etwas herabgedruckt. Dasselbe trifft für die vierte Reihe der
Bestimmungen bei Gitter I zu, welche ebenfalls den Beob-

achtungen in guter Uebeieiastimmung unter einander; Ref.
ßndet fOr den w. F. einer Beobachtung im Mittel für Gitter I
+ 46, für Gitter 11 ±4.1 in Einheiten der sechsten gel-
tenden Ziffer, im Mittel jz4^-'i- I^'^ Anzahl der Beobachtun-
gen schwankt bei den einzelnen Linien zwischen 12 und 2Q,
ira Mittel ist sie lä, wovon durchschnittlich 8 auf Gitter I, 10
auf Gitter 11 kommen. Die Abweichungen zwischen den Resul-
taten der einzelnen Gitter sind nicht gross, haben aber ein
constantes Vorzeichen, so dass sie nicht Beobach tu ngs fehlem
zugeschrieben werden können. Sie schwanken zwischen 5
und 14, und betragen im Mittel 8.5. Den Grund für diese
Differenz erblickt Verf. wohl mit Recht darin, dass die Art,
wie die Gitterconstanle bestimmt ist, nur das arithmetische
Mittel sämmtlicher Strichabstände liefert. Enthält daher dat
Gitter eine, wenn auch nur kleine Anzahl von Strichen mit
abweichendem Intervall, so bewirkt dies, dass man die Git-
terconstante mit einem geringen Fehler behaftet erhält. Ueber
diese Schwierigkeit kann man auch nicht dadurch hinweg-
kommen, dass man das Gitter in einzelne Streifen zerlegt,
und die Constante jedes Streifens bestimmt; denn der Fehler
in der Bestimmung der Constante jedes Streifens ist natürlich
umgekehrt proportional der Breite des Streifens, daher müss-
ten Unregelmässigkeiten des Gitters, die auf diesem Wege
zu Tage treten könnten, schon eine sehr bedenkliche Grösse
erreichen. Es bleibt daher nur der Ausweg übrig, möglichst
viele Gitter zu benutzen, um Unregetmässig^eitea der Thei-
lungen wie zufallige Fehler behandeln zu können. Dem ent-
sprechend nimmt auch Verf. aus den mit beiden Gittern er-
haltenen Resultaten das Mittel, und findet schliesslich die wei-
terhin (S. 285) mitgetheilten Endwerthe.

275

T förmigen Träger verbunden sind, der seinerseits auf einen
Steinpfeiler eincementirt ist. Die Fernrohre haben 16.4 cm
freie Oeffnung und eine Focallang'e von über 2.5 Meter.
Ausser den FernTÖhren beßndet sich dann auf dem Träger
noch das eigentliche Spectrometer (von Schmidt und Haensch),
welches dieselben Dimensionen besitzt, wie das oben be-
schriebene Instrument. Bei diesem Arrangement ist das Miss-
verhältniss zwischen der Grösse der Fernrohre und Gitter
und der des Kreises, welcher nur auf i" ablesbar ist, sehr
bedenklieb. Sollte die Verwendung von so grossen Fern-
röhren und Gittern Zweck haben, so mussten auch die Di-
mensionen des Winkelmessinstruments dem entsprechend ge-
wählt sein.

Bei der Messung der Ablenkungswinkel unterscheidet Verf.
fünf Beobachlungsmethoden. Bei den beiden ersten wird das
Gitter rechtwinklig zum Collimator, oder rechtwinklig zum
Beobachtungs fern röhr gestellt. An dritter Stelle wird als
besondere Methode merkwürdigerweise Angsiröm's Verfahren
angeführt, welcher das Gitter so nahe wie möglich recht-
winklig zum Collimator stellte, und die übrig bleibende Ab-
weichung bestimmte, Angström's Absicht war es ebenfalls,
das Gitter genau rechtwinklig zu stellen, aber er fühlte die
Verpflichtung, sieb davon zu überzeugen, wie weit ihm dies
wirklich gelungeii war, bez. die Abweichungen zu bestimmen,
eine Verpflichtung, welche gerade ebenso auch bei den zuerst
erwähnten Methoden vorliegt. Viertens folgt die Beobach-
tung des Minimums der Ablenkung. Herr Bell stösst sich
bei derselben an der Vermehrung der experimentellen Schwie-
rigkeiten, während Ref. der Ansicht ist, dass gerade diese
Methode den Vorzug vor allen anderen verdient, weil sie
allein den Beobachter von einer sonst erforderlichen Winkel-
bestimmung befreit, und die experimentellen Schwierigkeiten
für einen einigermassen sorgsamen Beobachter nicht ins Ge-
wicht fallen. Bei der letzten Methode bilden beide Fernrohre

277

Wie <lie Winkel * zwischen dun Fernröhren bestimmt
wurden, ist leider nicht angegeben, so dass man auch nicht
im Stande ist, sich ein Urtheil über die Genauigkeit dieses
wicbtit;en Reductioaselementes zu bilden.

Bei der Vereinigung der Einzelmeasungcn zu Mittelwer-
then werden Gewichte eingeführt, von denen nur gesagt ist,
dass sie so nahe wie möglich den günstigen oder ungün-
stigen Beobachtungsbedingungen entsprachen. Als Endresul-
tate werden so erhalten:
Oitter

Ordnang

Linie

■ö,

45O 1' 48^24

42 4 59.28

513.4

36 0 25- '7

5914

35 59 59-06

Es ist sehr zu bedauern, dass die Messungen, auf denen
die gesammten Resultate beruhen, von so geringer Anzahl
sind. Vor allem wäre es sehr wünschenswerth gewesen, dass
mit jedem Gitter mehrere Linien, wenigstens aber jede Linie
in mehreren Ordnungen gemessen wäre, da man nur dann
im Stande ist, ein Urtheil über die Güte der Gitter zu ge-
winnen. Die ziemlich gute Uebereinstimmung der vorliegen-
den Messungen beweist in dieser Hinsicht nichts, da sie eben
sämmtlich nur in einer Ordnung ausgeführt sind, also von
etwaigen fehlerhaften Ejgenthümlichkeiten der Gitter nichts
zeigen können.'

Es handelt sich nun um die Bestimmung der Gitter-
länge n. Die Massstäbe, mit denen die Gitter zu diesem
Zwecke verglichen wurden, sind zwei in Centimeter getheilte
Doppel decimetcr von Spiegelmetall, bezeichnet mit S, und

279

Veränderungen wirklich vollkommen verbärgt sind, lässt sich
bei den knappen Mittheitun gen, welche über die Ausmessung
der Masse vorliegen, nicht beurtheilen, Ist es der Fall (and
Verf. ist unter Hinweis auf die Genauigkeit seiner Messungen
fest davon überzeugt), so ist die Thatsache, dass in der ver-
bal In issmässig kurzen Zeit von z'/, Jahren so beträchtliche
Aenderungen eingetreten sind, von grossem Interesse, Eine
Erklärung für die Veränderungen glaubt Verf. in dem Um-
stände erblicken zu dürfen, dass die Massstäbe in nahezu
verticaler Stellung geschmiedet und in Sügespänen ausgeglüht
wurden, ein Verfahren, welches für ein so krystallinisches
Material wie Spiegelmetall kaum genügen dürfte. Es folgt
jedenfalls daraus, dass Spiegelmetall, so verlockend es sonst
erscheint mit Rücksicht auf seine vortreffliche Oberfläche und
die vorzügliche Schärfe, mit der sich auf ihm Theilungen
ausführen lassen, doch nicht für Massstäbe geeignet ist, da
es mit der Zeit Veränderungen erleidet. Es würde daraus
aber ferner folgen, dass auch für absolute Weilenlängen-Be-
stimmungen Gitter aus Spiegelmetall nur mit grosster Vor-
sicht lu verwenden wären, und dem Beobachter mindestens
die Verpflichtung obläge, durch Vergleichungen vor und nach
den Winkelmessungen sich der Constanz der Gittedänge für
die Zwischenzeit zu versichern.

Zur Bestimmung der Länge von Rj wird schliesslich
noch eine Uebertragung durch das Berliner Platinmeter und
das Coast Survey Meter Nr. 49 herangezogen, so dass die
folgenden Beziehungen vorliegen:

R, — Ao = + i.Sn durch T,
R, - Ao = + i.i /* durch CS.
R] — Ao = — 0.8 /t durch Nr. 4Q.

28 1

bei Gitter IV musste ein Vergleichgitter von bekannter Di-
mension und Strichiahl zu Hülfe genommen werden.

Die Messungen (S. 353 ff.) scheinen nur zum Theil mit-
getheilt zu sein. Die gefundenen Mittelwerthe aller Mes-
sungen sind:

Gitter I 60000 Intervalle = 15 cm S' + 5-2 i" 1

. n 42640 • = 15 cm S; + 39.9/* I „ „

- m 28418 . = dm,S;+ 8.5 /<|

• IV 39465 • = dm, S;+ 9.1 |u|

Ebenso wie alle anderen Beobachter fand auch Verf.
zwischen den aus den einzelnen Gittern erhaltenen Wellen-
längen beträchtlich grössere Differenzen, als nach äen be-
rechneten wahrscheinlichen Fehlem erwartet werden durfte.
Er legt diese Differenzen Unregelmässigkeiten in der Theilung
der Gilter zur Last, und bemüht sich, diese Fehler bei den
einzelnen Gittern aufzuünden. Er unterscheidet dabei zwei
Arten von P'ehlem, die regelmässigen und die unregelmässigen.
Die ersteren, vornehmlich periodischen Charakters, üben den
Einfluss aus, dasa „ghosts" auftreten, und dass in den ein-
zelnen Ordnungen verschiedene Focaleinstellungen erforderlich
werden. Sind derartige Fehler beträchtlich, so machen sie
das betreffende Gitter für genaue Bestimmungen überhaupt
unbrauchbar; sind sie nur unbedeutend, so werden sie keinen
wesentlichen Einfluss auf das Resultat erlangen. Die unregel-
mässigen Fehler bestehen in einer mehr oder weniger plötz-
lichen Aenderung der Strichdistanzen. Hin derartiger Defect
bewirict, dass die Gitterconstante, wie bereits oben besprochen,
fehlerhaft erhalten wird. Verf. erwähnt, dass diese Unregel-
mässigkeiten mit Vorliebe an den Enden der Gitter auftreten,
und zwar besonders an demjenigen, wo die Theilung be-
gonnen wurde; von zwanzig Gittern, welche er untersuchte,
fand er nur ein einziges frei von diesem Kehler. Der Grund
hierfür ist wohl darin zu erblicken, dass die Maschine beim
Beginn ihrer l'hätigkeit noch nicht die Geschwindigkeit er-
langt hat, welche sie für den übrigen Theil der Arbeit bei-
behält. Verf schildert, wie man mit Hülfe des Spectrums
diesen Fehler ausfindig machen kann. Stellt man das Faden-
kreuz auf eine bestimmte Linie ein und bedeckt das Gitter
mit einem Stückchen Papier, dieses von einem Ende aus
immer weiter vorschiebend, so bleibt anfangs die Linie un-
verändert auf dem Fadenkreuze stehen. Eine Veränderung
wird vielleicht erst bemerkt, wenn zwei Drittel des Gitters
bedeckt sind. Dann erscheint ein feiner Schatten auf der
einen Seite der Linie, welcher immer stärker wird, je mehr

Giller I 0.78 0.98 0.81 1.03 0.86 I.14

> n J.O? 1.93 1.53 1.68 I.31 0.4S

. m 3.80 1.85 1.77 i.77 2.70 1,77 3.6? 3.64 3.73 3.77

» IV 0.31 0.38 0.3s 0.43 0.40 0.43 0.31 0.3s 0.38 0.82

Wenn nun « die Anzahl der Gilterintervalle bezeichnet,
s die normale Länge eines solchen, so ist die gesammte
Länge des Gilters ^= ns -\- A, und A die zu bestimmende
Grösse. Verf. gibt dieselbe nach den vorsiehenden Zahlen
für die vier Gitter zu +o.io; —0.40; + 2.00; — 0,45^*
an. Beim Gitter III liegt die Sache offenbar sehr einfach,
die Theilung ist ersichtlich von grosser Kegelmässigkeit, nur
ein Theil weicht stark ab. Durch nähere Umschreibung der
fehlerhaften Stelle lindet Verf. schliesslich, dass sich ca. 27 mm
vom Ende entfernt eine etwa 20 Linien umfassende Stelle
mit merklich abweichendem Intervall befindet ; sie ist im
ganzen um ca. 2.5 fi zu gross, was fast einem ganzen Linien-
intervall entspricht. Ueber die anderen Gitter sind weitere
Angaben nicht gemacht. Nach S. 180 der ersten Abhandlung
sollen die Correctionen durch eine einfache graphische Me-
thode abgeleitet sein. Ref. ist nicht im stände, sich ein
Bild davon zu machen. Die obigen Messungen dürften nur
dazu dienen, um die Stellen der Gitter zu erkennen, an denen
die genaue mikroskopische Untersuchung einzusetzen hatte,
wie dies auch bei Gitter III geschehen ist; zur Ableitung
von Correctionen können sie nicht verwendet werden. Es
wäre wohl angezeigt gewesen, dass Verf. bei diesem wich-
tigen Punkte sein Verfahren eingehender beschrieben hätte,
zumal, da von den mitgetheilten Correctionen die für Gitter II
und III nicht ganz mit früheren Angaben des Verf. überein-

Nach Ansicht des Ref. ist die mikros konische Unter-

285

folgen, der beiden eben besprochenen und der in Potsdam
ausgeführten. Um hierbei für Bell nicht nur auf die Ver-
gleichung einer Linie angewiesen zu sein, können die bereits
erwähnten relativen Messungen von Kowland zu Hülfe ge-
nommen werden. Zu dem Zwecke sind dieselben auf den
Bell'schen Werth von D^ umzurechnen und auf i6° C. zu re-
duciren. Dann wird :

Kurtblum

Rowland

Müller u.Kempf

K-R

K-MK

495-744

—

495.770

—

—26

497-3<>9

497-336

497-340

-27

—31

516.227

516-255

516-260

— 28

-33

5 ■7-265

517.286

517-284

—23

—21

528.180

528.198

528-215

— 18

—35

545.548

545-575

545-580

-27

-32

562.453

562477

562.475

— 24

— 22

573-174

573-199

573-207

—25

—33

589-590

589-616

589-625

-26

-35

612.217

612.244

612.247

—27

-30

639-358

639-384

639-392

-26

—34

656.274

656.306

656-314

-32

—40

Im Mittel betragen die Differenzen : — 0.026; —0.031;
— 0.006. Die nur von Beobach tu ngs fehlem herrührenden
Schwankungen dieser Mittelwerthe sind sehr gering, so dass
der w. F. bei allen nur + o.ooi beträgt. Herr Bell führt
noch eine Bestimmung der Wellenlänge von D, an, welche
von Feirce ausgeführt, aber nicht ausführlicher publicirt
worden ist. Mit dieser zusammen ergibt sich folgende Ver-
gleichung der einzelnen Systeme:

Peirce 589.627

Müller u. Kempf 589.625

Bell 589.616

Kurlbaum 589.590.

Nimmt man aus diesen vier Bestimmungen das Mittel,

so ergibt sich

589.615 + 0.006.

Differenzen, dass die von
ter hurührende Unsicher)
sehr wesentliche Beträge >
urtheilung der erreichten
U eberein Stimmung der v<
erhaltenen Resultate unte
mit den zwischen den
Differenzen, so erscheint
der absoluten Bestimmungi
zwischen den drei beste i
Ditscheiner, van der Willi
der Wellenlänge von D,
kummen, beträgt die gros
neueren Bestimmungen i
Ueberzeugung, dass der
ergebende w. F. des Mitti
sprechen, und dass die U
noch anhaftet, sicherlich
wird. Man darf daher wi
es den neueren Bestimm
gelungen ist, dieselben so
milliontel des Millimeters
auch bis jetzt noch nicht

W. L. Elkin, Determii

of the prindpal slars in I
of ihe Astranomiial Obten
NewHaven 188;. 105 S.

C. Pritchard, On the

Slars in the Pleiades, del

nai Observatiuns. Memoir

p. 215 — Z74. London 1SS4

Auf der neuen Ster

durch die Beobachtung (

welche dem Ref. hohe A

Nachdem Dr. Elkin in Sti

dien vollendet und auf de

mit Gill vorzügliche Bestii

südlicher Sterne geliefert I

sold'sche Heliometer der \

Haven in Connecticut de

dadurch, wie er angibt,

gewinnen. Herr Asaiib H;

28?

Washingtoner Astronomen, leistete ihm dabei einige Hülfe,
doch hat Elkin den Haupttheil der Arbeit und die Beobach-
tungen der Sterne selbst gemacht. Das dazu benutzte He-
liometer hat einen Objectivdurchmesser von 151 mm, also
über 5'/i Pariser und fast 6 Englische Zoll, ist also ein wenig
kleiner als das Königsberger, mit dem Bessel um das Jahr
1840 die PIejaden beobachtete, Elkin's Heliometer gleicht
der Hauptsadie nach dem Instrument, welches Seeliger in
seiner ,, Theorie des Heliometers, 1877" abgebildet hat; es ist
in allen seinen Haupttheilen aus Stahl gebaut, die Scalen
aber sind auf Silber getheilt und die Schieber befinden sich
oberhalb der festen Platten, so dass sie, wenn das Instru-
ment auf den Himmel gerichtet ist, auf denselben ruhen.
Gegen den Staub und andere äussere Einflüsse ist der Mess-
apparat durch einen Rahmen geschützt ; die Scalen werden
ebenso wie der Positionskreis durch ein schwaches elektri-
sches Glühlicht erleuchtet. Alle Ablesungen werden vom
Ocular aus gemacht, und für die Mikrometerschraube des
Stalenmikroskops wurde eine registrirende Trommel, wie sie
Repsold für den Strassburger Refractor gemacht hat, ange-
wandt.

Elkin hat 6g PIejadensterne beobachtet und alle die-
jenigen mit aufgenommen, welche die Grösse g,2 nach der
Bonner Durchmusterung erreichen. Die 53 in Königsberg
beobachteten PIejadensterne sind mit Ausnahme eines (Ano-
nyma 16), welcher zu schwach erschien und nach der Durch-
1 der CrnKSp. o.« ist. alle in ihnen enthalten

Maxima und Minima enthält, und endlich, weil die an den
Positions winke) anzubringenden CorrectJonen zahlreicher sind
und daher leichter Fehlerquellen werden können. Später, als
Elkin'a Zutrauen zu den gemessenen Positions winkeln wuchs,
mass er ebenso wie Bessel und Schlüter in Köniesberff die

289

grüsseniDg ergibt. Der Verfasser nimmt daher den Einfluss
der Temperatur als verschwindend an und zieht ihn nicht in
Rechnung. Während der Perioden I bis V wandte er eine
330fache Vergrösserung an und stellte das Ocular immer
auf denselben Punkt seiner Scala ein ; während der Perioden
VI bis VIII benutzte er ein Ocular mit 2iofacher Vergrös-
serung. In der sechsten Periode wurde für die Stellung die-
ses Oculars ein provisorischer, in der siebenten und achten
immer der definitive, genauer bestimmte, Werth angewandt.
Die Beobachtungen der Periode VI mussten daher wegen
Ocularstellung auf diejenige von VII und VIII reducirt wer-
den. Dies geschah unter der Annahme der Proportionalität
des Scalenwerthes und der scheinbaren Focallänge, welche
Elkin aus eigens dazu angestellten Beobachtungen rechtfertigt,
woraus hervorgeht, dass bei ihm gar keine Accomodation
des .^ugea stattfindet. Diese merkwürdige Eigenschaft, welche
dem aus dem Fernrohr und dem Auge zusammengesetzten
Apparat eine gewisse Constanz verleiht, kann für einen He-
liometerbeobachter nur von Vortheil sein.

Den Wärmecoefficienten suchte der Verfasser aus den
Diagonaimessungen jeder Periode einzeln zu bestimmen. Der-
selbe findet sich sehr klein und unsicher, letzteres, weil die
Temperaturunterschiede innerhalb einer Periode nicht sehr
gross sind. Aus diesem Grunde glaubte Elkin berechtigt zu
seip, gar keine Correction wegen der Temperatur an die
Beobachtungen anzubringen. Ref. würde es vielleicht vorge-
zogen haben, mindestens den gefundenen Wärmefactor anzu-
wenden, zumal da aus den Ausdehnungscoefficienten des Sil-
bers der Scalen, unter der von Elkin gemachten Annahme,
dass Rohr und Brennweite sich gleichmässig ausdehnen, der
Wärmefactor sich 8 mal so gross als der aus den Beobach-
tungen gefundene und von demselben Vorzeichen findet.

Die Scalen enthalten 300 Theilstriche, doch kommt nur
das Intervall von 10 bis 2go, also von 7 mal 40 Strichen in
Gebrauch. Der Verf. verglich nun die Länge dieser 7 Haupt-
intervalie von je 40 Strichen mit einem nahezu gleichen Fa-
denintervall. Er nahm nicht den Anfangs- und den End-
punkt, sondern den zweiten und vorletzten Hauptstrich, d. h,
die Striche 50 und 250 als die fehlerfreien Nullpunkte an,
und erlangte dadurch den Vortheil, dass die Fehler in der Mitte
der Scala sich nicht zu sehr häufen, sondern die Grenzen der
Hauptintervalle von je 40 Strichen nahezu mit gleichem Ge-
wicht erhalten wurden. In dieser Weise wurde jede Scala
8 mal durch cemesset). dann erfolirte eine Weiterthpilunff der

2^0

für jede Scala die T heilungsfehl er von 5 zu 5 Strichen, die
jedesmal dazwischen liegenden 4 Striche sind überhaupt
nicht untersucht. Die Theilungs fehler der Fünfer-Striche
glich der Verfasser durch eine Curve aus und wandte letz-
tere zur Correction der Ablesungen an. Er hat demnach
nur die systematischen und nicht die zufalligen Theilungs-

ffhlfr h»rili-lcGw-litiDf ar-ilif Ki-atfn Ti>lirRn Gnurnlil in Han

lenwerlh aus den in ihrer Nähe stehenden Sternen bestimmt
wird. — Die Fehler der Mi kroraetersch raube des Scalenmik-
roskopes wurden bestimmt, aber als zu klein nicht in Rech-
nung gezogen, der Run überall, wo es nöthig war, ange-

Bei der Beobachtung der Plejaden -Sterne wurde ab
jedem Abend nur je eine Einstellung vor und nach dem
Durch seh rauben gemacht. Die Verbindungslinie der Sterne
wurde durch ein vor das Ocular gesetztes Reversionsprisma,
wie es in den Mein, of the R. A. S,, Vol. 46, p. 12 angegeben
ist, der Verbindungslinie der Augen parallel gestellt. Um
weiter die systematischen Fehler zu eliminiren, hält der Ver-
fasser es für nöthig, die Bilder der Sterne mit dem Rever-
sionsprisma um 180^ zu drehen und durch Blenden nahezu
gleich hell zu machen.

Der Nullpunkt des Position skreises wurde ebenso wie
der Scalenwerth aus den Sternen des Vierecks und den auf
der Verlängerung der Diagonalen liegenden Sternen bestimmt.
Zunächst wurde die aus den Meridian -Beobachtungen fol-
gende Richtung der Diagonalen durch die Messungen auf
ihren Verlängerungen verbessert, und für jede der früher er-
wähnten Perioden ergab sich dann aus den Diagonalmessun-
gen der Nullpunkt des Posilionskreises und wurde während
einer Periode als unveränderlich betrachtet. Die Theilungs-
fehler des Positionskreises bestimmte Elkin von fünf zu fünf
Grad in geeigneter Weise, stellte sie durch die Formel

2''24 sin 11 — 0''3O cos n
dar, und verbesserte sie durch dieselbe. Die parall aktische
Aufstellung erwies sich als sehr constant ; die durch die
Schwere hervorgerufene Torsion des Fernrohres, welche Bessel
mit fi bezeichnet, zeigte sich wieder recht merklich, sie be-
trug 80".

Nachdem der Verfasser so die Bestimmung der Instru-
mentalfehler erläutert hat, geht er zu den Beobachtungen
selbst Über.

Zuerst gibt er die Beobachtungen an, die nach der Kö-
nigsberger Methode gemacht sind und sich an die in der
Mitte der Gruppe siehende Alcyone anschliessen, weil diese
leichter zu berechnen sind, als die Messungen von den vier
äusseren Sternen aus. Jeder Stern der Gruppe ist 8 mal
mit Alcyone verglichen, und zwar viermal auf jeder Seite des
Meridians oder in jeder der zwei verschiedenen Lagen des
Fernrohrs. Alle Beobachtungen sind mit der zugehörigen
Temperatur einzeln angegeben, bereits von den Instrumen-
talfehlern, Refraction und Aberration befreit. Es ist. wcXit
gesagt, ob Distanz oder Po silions winket zuerst eiiii,„gxeU^ '^'■>

■2g2

und in welcher Kichtung diese Einstellungen cifolgten. Der
Veifasser njmmt dann für Alcyone ohne nähere Angabe des
Grundes einen Ort an, der nur wenig von den Angaben von
Auwers (Fundamental-Calalog der A. G.) undNewcomb (Stand-
ard Stara) abweicht, und gibt eine Tabelle der daraus fol-
genden Rectascens Jonen und Deciinationen der 69 Plejaden-
Sterne für 1885.0 sammt den zugehörigen Differenzen in
Polar- und rechtwinkligen Coordinaten.

Alsdann gibt Elkin ebenso die einzelnen Messungen
der Abstände der übrigen 65 Sterne von den 4 äusseren
Sternen an. Jeder Stern ist dreimal in das Viereck einge-
schaltet, und mit Recht bedauert der Beobachter, dass es
ihm nicht möghch war eine vierte Messung auszuführen und
dadurch auf jeder Seite des Meridians zwei Messungen zu
gewinnen, weii seine Aufmerltsamkeit und Zeit bereits durch
eine neue Arbeit in Anspruch genommen wurde.

Die nächste Hauptaufgabe war nun, die relative Lage
der 4 äusseren Sterne gegen Alcjone zu finden. Die Meri-
dian-Beobachtungen dieser Sterne wurden nicht direcl dazu
benutzt, doch haben sie durch die Bestimmung des Scalen-
werthes und des Indexfehtcrs des Positionskreises einen indi-
rccten Einfluss. Elkin bestimmte die 4 Sterne auf drei Arten:
erstens durch ihre Messungen von Alcyone aus, zweitens durch
Ausgleichung der gemessenen Seiten und Diagonalen des Vier-
ecks, drittens wendet er alle 65 übrigen PIejaden dazu an, um
aus den gemessenen Abständen von den 4 Sternen Bedin-
gung Sgieichungen für die Oerter derselben zu finden, und
gibt dieser dritten Bestimmung das doppelte Gewicht. Nach-
dem so das Viereck definitiv festgelegt ist, findet der Verfasser
aus den verfügbaren Bedingungsgleichungen und Normalglei-
chungen die Oerter der 65 PIejaden auf das Viereck bezogen.

Von besonderem Interesse ist die Vergleicliung der Er-
gebnisse beider Methoden. Die Unterschiede in j4i und Decl.
sind 1 19 mal kleiner als of'5, bei Sternen bis 8.8'" Grösse
3 mal, und bei schwächeren 8 mal grösser als o."5 und über-
schreiten nie o."79. Es lässt sich femer aus der Vergleiohung
erkennen, dass die Uebereinstimmung beider Methoden noch
grösser sein würde, wenn die Positionswinkel ein wenig kleiner,
der Scalenwerth durchweg ein wenig grösser angenommen
würde. Uebrigens erhallen die vorangehenden Sterne der
Gruppe kleinere Rectascensionen durch die Messungen vom

293

Mittelwcrthe, und schliesst seine Beobachtungen und Berech-
nungen mit einer definitiven Tafel der PIejaden für 1885.0 ab.
Endlich schreitet er zu einer Vergleichung seiner Resul-
tate mit den Königsberger Beobachtungen von Bessel, Planta-
mour und Schlüter, und unterwirft diese einer neuen Berechnung.
Statt des Bessel'schen Wärmefactors, weicher, wie allgemein an-
erkannt wird, zu klein ist, wendet er den von Auwers gefun-
denen an, und hierdurch wird eine veränderte Annahme des
Schraubenwerthes erforderlich. Bessel hat letzteren bekannt-
lich auf vier Weisen bestimmt: i) nach Gauss' Methode
durch einen Theodolithen, 2) durch die 10 helleren Plejaden-
sterne, 3) durch Schlüter's Beobachtungen eines Taurusbogens,
4) durch Messung der Focalweite und der Höhe des Schrau-
benganges. Die erste Methode kann man nicht in ernstliche
Betrachtung ziehen, wei! nach ihr der Hauptwerth eines Prä-
cisionsinstruinentes durch einen Apparat untergeordneten Ran-
ges gefunden werden sollte. Auch die zweite Methode ver-
wirft der Verfasser ohne weiteres, wohl, weil die zugehörigen
Meridian- Beobachtungen zu wünschen übriglassen und daher
die innere Uebe rein Stimmung mangelt, doch glaubt Ref., dass
wenn die Oerter der Sterne genau bestimmt werden, dieselbe
wohl brauchbar ist. Gegen die dritte Methode besteht der
Einwand, dass Schlüter den Taurusbogen bei sehr niedriger,
die PIejaden dagegen bei hohen Temperaturen gemessen hat,
auch wäre der sich aus ihr ergebende Schraub enwerth nur
für Messungen desselben Beobachters anwendbar. Bei der
vierten Methode endlich bestehen ganz andere Bedingungen,
als bei einer Messung am Himmel. Durch die Vergleichung
mit seinen PIejaden- Beobachtungen findet nun Elkin, dass
der S ch rauben w er tb nach der vierten Methode, wie er sich mit
Auwers' Wännefactor ergibt, allein erträgliche Resultate gibt,
und reducirt mit diesem die Königsberger Beobachtungen neu.
Nach ihm sind die schwachen Punkte der Königsberger Arbeit:
die Unsicherheit des Schraubenwerthes, die geringe Anzahl von
Beobachtungen der schwächeren Sterne, welche nur von Schlü-
ter ausgeführt wurden, und endlich der Umstand, dass der
Nullpunkt des Positionskreises nur im Meridian und in wage-
rechter Lage des Fernrohres bestimmt wurde. Ref. möchte
hinzufügen, dass in Königsberg der Nullpunkt des Positions-
kreises von der 'J'emperatur abhängt und daher eine jährliche
Periode zeigt, wie <lies sowohl aus neueren Beobachtungen,
als auch aus den in Band z8 der Königsberger Beobachtun-
gen, Seite 44 — 46 abgedruckten Untersuchungen hervorgeht.
Eine solche Abhängigkeit besieht bei dem Heliometer in New
Haven nicht, wie man aus den Angaben auf Seite 36 in Eltii'*
.Arbeit ersieht, wenn man ihnen die zugehörigen TettjpetaWren

294

hinzufügt. Doch bei den Königsberger Positionswinkelr
die Aenderung des Nullpunktes, welche 0/3 für l'^ R.
berücksichtigt werden; es sind aber bei den Bestim
des Nullpunktes von Bessel und Schlüter die Temp«
nicht abgelesen, und diese müssten daher aus den n
logischen Beobachtungen annähernd interpolirt werde
die Ocularstellung hatte man in Königsberg keine Sca
dern jeder Beobachter machte auf der Ocuiarröhre mi
Messer einen Strich an der Stelle, bis zu welcher er d
lar einzuschieben pflegte. Es existirt keine Angabe 1
in wie weit die Beobachter diese Striche eingehallen
Ist es vollständig geschehen, so wird die Reduction
Normalstellung des Oculars mit dem Einfluss der Wä
den Schraubenwerth vermischt; und dies ist bei allen
Königsberger Heliometer- Hcobachtungen anzunehme
dem bekannten Einfluss der Ocularstellung auf den Seh
werth und bei dem mangelnden Nachweis, in wie we
Beobachter diese richtig zu wählen pHegte, müsste ft
der Schraubenwerth besonders aus seinen eigenen B
tungen bestimmt werden.

Die Eigeiibewegung der Plejaden in der Zeit i
Konigsberger Beobachtungen, also fast in einem halb
hundert, ülustrirt Elkin durch eine anschauliche Kai
welcher man folgende Sätze ablesen kann.

i) Die Plejaden bilden einen physisch zusammen
den Sternhaufen, der an der bekannten Eigenbewegt
-Alcyone im grossen und ganzen theilnimmt,

2) Sechs Sterne, nach Bessel's Bezeichnung Nr,
17, 21, 26, 36, machen hiervon eine Ausnahme; sie s
am Himmelsgrunde zu ruhen und sich zur Zeit nur
auf den Sternhaufen zu projiciren. Mit besonderer Si
ist dies von den beiden zuerst genannten anzunchmc

3) Es lassen sich folgende 4 Gruppen mit stärk
genbcwegung unterscheiden, so dass alle Sterne d<
Gruppe dieselbe Richtung einschlagen und auch n;
einander stehen.

Stern i, 2, 5, 7, Bewegung nach Süd-Südwest;
Stern in, 3, 4, 6, 9, 10; 38 nach West-Südwest;
Stern 11, 12, 15, 20; 31, 33, 37 nach West-Nordwi
Stern 19, 25, s, 34, 39 nach Ost-Südost.

4) Nur ein Stern, der zu diesen Gruppen nicht
nämlich 8, zeigt eine merkliche Abweichung von der
gung der Alcyone nach Norden.

5) Alle hellen Sterne, vielleicht mit Ausnahr
Elektra, bewegen sich eben so, wie Alcyone.

6) Die Sterne der Gruppe scheinen im allgemeii

2Q5

Alcyone im Sinne Nord -West- Süd-Ost herum zu gehen, doch
ist diese letzte Folgerung sehr unsicher und mit Vorsicht
aufzunehmen, weil diese scheinbare Drehung des Systems
vielleicht nur eine Folge einer fehlerhaften Bestimmung des
Nullpunktes des Fositionskreises ist.

Am Schluss vergleicht der Verfasser seine Beobachtun-
gen mit denen von Wolf in Paris und von Pritchard in Ox-
ford, und findet bei beiden starke systematische, aber unter
einander ähnliche Abweichungen von seinen Bestimmungen.

Die ganze Abhandlung ist 105 Quartseiten stark und
zeigt eine einfache, durchsichtige und rein sachgemässe Schreib-
weise. Sie enthält nirgends eine überflüssige Anzahl von Üe>
obachtungcn, noch eine Rechnung mit nicht zu verbürgenden
Decimalstellen, und die Sorgfalt, mit welcher die Instrumental-
Constanten bestimmt und discutirt sind, steht in richtigem
Verhältniss zu der Anzahl der Einzelbeobachtungen, — Je-
denfalls wird auch diese Arbeit, wie die Bessel'sche, eine
Grundlage bilden, aus der spätere Jahrhunderie die Bewe-
gungen innerhalb des Sternhaufens sicherer erkennen werden.

Die Beziehungen, welche zwischen der Arbeit von Elkin
und der in der Ueberschrift angeführten von Pritchard be-

297

Die Messungen selbst zeigen eine genügende innere
Ue berein Stimmung, und aus Bessel's (uncorrigirten) Königs-
berger, aus Wolfs Pariser Beobachtungen, welche freilich
auch kein einheitliches System bilden, sondein' in ^ Zonen ver-
schiedener Declination zerfallen, wie die Oxfurder ip 3 Gruppen
verschiedener Rectascension, sowie aus seinen eigenen Mes-
sungen leitet der Verfasser die Eigenbewegung der Plejaden
durch Bedingungsgleichungen ab.

Hierauf bestimmt er nach den vorhandenen Meridian-
beobachtungen die Oerler und Eigen bewegun gen der Plejaden
und vergleicht sie mit der vorigen Bestimmung,

Die relativen Bewegungen im Sternhaufen, welche sich
aus den Mikrometerbeobachtungen von Königsberg, Paris und
Oxford ergeben haben, illustrirt Prof. Prilchard durch eine
Karle, auf welcher die Plejaden so gezeichnet sind, wie sie
im Spiegelteleskop erscheinen. Bei einer Betrachtung der
relativen Bewegungen gegen Alcjone findet er, dass dieselben
meist eine östliche oder westliche Richtung haben, und zwar
sind die Östlichen Eigen beweg ungen grösser, und an ihnen
scheinen besonders die Sterne am Rande der Gruppe theil-
zu nehmen.

Der Verfasser schliesst seine Abhandlung mit einem Ver-
zeichniss der Heiligkeiten der Sterne nach ßcKtimmungen mit
seinem Keilphotometer und nach anderen Quellen.

J. Franz.

299

aus dem Strahlenkegel ausgeschnittenen Theils bestimmen,
noch besser würde man dieselbe auf empirischem Wege durch
Messungen an Sternen von bekannter Helligkeit ermitteln, und
dadurch würde die Methode, die sich durch grosse Einfach-
heit und eine gewisse Eleganz auszeichnet, eine durchaus
brauchbare werden. Der Verf. ' ist aber in dem Bestreben,
diese Methode für den praktischen Gebrauch noch bequemer
zu machen, weiter und nach Ansicht des Ref. viel zu weit
gegangen. Damit die für zwei verschiedene Sterne beobach-
teten Durchgangszeiten unmittelbar Stemgrössen proportional
werden, hat der Verf. dem vom Objectiv kommenden Strahlen-
bündel durch Anbringung einer e igen th um lieh construirten
Blendkappe vor demselben eine besondere Form gegeben.

Das Charakteristische dieser Blende tritt am besten aus
der unten siehenden Figur hervor. Die durch die Mitte des
Objectivs gehende Linie fallt mit der Richtung der täglichen
Bewegung zusammen. Die oben und unten begrenzenden
Curven, welche symmetrisch zur Mittellinie liegen, sind loga-
rithmische,'[durch die Gleichung bestimmt .v^Piogj; wo
P eine Constante bedeutet. Der Inhalt der Fläche, welche

von der Ordinate y^, der .v-Axe und der asymptotisch zu der-
selben verlaufenden Curve gebildet ist, wird ausgedrückt durch

500

GrÖssenk lasse. Die Helligkeitsabnahme ist also mit anderen
Worten proportional der Strecke, um die sich der Stern be-
wegt, und es lässt sich daher, mit Berücksichtigung der De-
ciination des Sterns, leicht berechnen, um wie viel Grössen-
klassen derselbe in jeder Secunde abnimmt. Um noch das
Stück der Fläche zu berücksichtigen, welches ausserhalb des
Objectivs liegt, ist an der rechten Seite eine besondere Oeff-
nung angebracht, über deren Form nichts Näht-res mitgelheilt
ist (,which may be of any convenient shape" S. 31), und
deren Grösse genau gleich sein muss dem über das Objecliv
hinausragenden Theil. In der Focalebene des Fernrohrs ist
eine Glasplatte angebracht, auf welcher eine dunkle Linie zur
Beobachtung der Antritte der Sterne markirt ist. Die Zeit
von diesem Antritt bis zum Verschwinden gibt, mit einer
Constanf en multiplicirt, unmittelbar den Lichtverlust in Grössen-
klassen, und für zwei beobachtete Sterne ündet man so ohne
weiteres ihren Helligkeitsunterschied. Die Platte mit der
Durchgangslinie lässt sich in der Focalebene verschieben und
an mehreren Punkten, deren Entfernung von einander in
Zeitsecunden sehr genau bestimmt ist, festklemmen. Bei hellen
Sternen, und wenn das Wetter nicht ganz zuverlässig ist, kann
man auf diese Weise die Durchgangszeit abkürzen, indem man
die Glasplatte um ein, ev. mehrere Intervalle voranschiebt.
Das Ocular ist ebenfalls in einer Richtung, parallel zur Focal-
ebene, verschiebbar, um es in dem Moment der Ausliischung
in die günstigste Position zu dem Stern zu bringen. Beim
Umlegen des Instrumentes müsste der „Deflector* auf die
andere Seite des Rohrs gebracht werden, was dadurch ver-
mieden ist, dass sich von vornherein auf jeder Seite des
Fernrohrs ein solcher Apparat zum Zurückklappen befindet;
, femer muss die Blendkappe um 180 Grad gedreht werden,
und endlich muss die Glasplatte mit der Durchgangslinie
durch eine andere ersetzt werden.

Wie man sieht, ist das ganze instrumenteile Arrange-
ment ein so künstliches und complicirtes, dass es unmöglich
grosses Vertrauen einflössen kann. Abgesehen davon, dass
der vom Objectiv kommende Strahlenkegel, infolge von Un-
voll kommen heilen im Glase und von Mängeln des Schleifens
und Polirens, wohl kaum in allen Theüen genau dieselbe
Helligkeit haben dürfte, wirkt auch die Beugung an den Rän-
dern der Blendenöffnung störend. Der Verf. hat darauf
Rücksicht zu nehmen versucht, indem er die berechnete Ocff-
nung ringsherum noch um 0.04 Zoll vergrösserte, ein Betrag,
der sich nach einer Reihe vßn Versuchen als der geeignete
herausgestellt hatte. Ob und wie weit es dem Verf. auf diese
Weise gelungen ist, die Form der Blendenöffnung so herzu-

301

stellen, dass jeder Verschiebung des Strahlenkegels um eine
bestimmte Strecke wirklich überall eine Hellig keitSRbnahme
von genau einer Grössenklasse entspricht, geht ans der wenig
übersichtlichen Darstellung nicht überzeugend hervor; spe-
cielle Prüfungen darüber scheinen jedenfalls nicht angestellt

Für die Beobachtung der helleren Sterne reichte die
Blendenöffnung nicht aus; es sind daher bei diesen schmale
Blendgläser benutzt worden, welche in der Focalebene ange-
bracht wurden, und deren Absorption vorher bestimmt war.
Die schwächsten Sterne sind gar nicht mit dem DeHector,
sondern mit einem in der Focalebcne befestigten Keil be-
obachtet worden, und zwar in der Weise, dass die Zeitinter-
valle vom Antritt an den scharfen Rand desselben bis zum
Moment des Auslösrhena bestimmt wurden.

302

eines Abends schwankt zwischen i und 4, und jeder Satz
enthält mindestens 3, höchstens 9 Sterne. In einigen Sätzen
finden sich mehrere Asteroiden (bis 4) beobachtet, in anderen
sind nur Vergleichsteme unter einander verbunden. Es ver-
steht sich von selbst, dass alle Objecte eines Satzes ziemlich
nahe bei einander standen, so dass der Einfluss der Estinc-
tion überall ohne Bedenken vernachlässig-t werden konnte.
Von jedem Object wurden unmittelbar nach einander zwei
Durchgänge beobachtet und die betreffenden Wcrthe zu Mit-
teln vereinigt, ausserdem wurde regelmässig der erste Stern
jedes Satzes am Schlüsse noch einmal gemessen, und aus
der Vergleichung dieses Resultates mit dem ersten Werth
wurden unter der Voraussetzung, dass der Unterschied von
einer gleichmässig fortschreitenden Veränderung in der Luft-
beschaifenheit oder in, der Heiligkeit des Himmelsgrundes
oder endlich in der Empfindlichkeit des Auges herrühre,
Correctionen für alle dazwischen liegenden Sterne des Satzes
abgeleitet. Mitunter sind in einem Satze auch mehrere Sterne
doppelt gemessen worden, und es sind in diesem Falle die
Correctionen aus allen bestimmt worden. Dieses Verfahren
dürfte unter keinen Umständen zu billigen sein, da jeder
grössere zufällige Fehler in der ersten oder letzten Beobach-
tung entstellend auf alle Beobachtungen des betreffenden
Satzes einwirken musste.

Die beobachteten Durchgangszeiten wurden für jeden
Stern, durch Multiplication mit der Constanten des Apparates
(wie aus dem beigefügten Reductionsbeispiel hervorgehl, ent-
spricht bei Femrohr Ost und einem Aequator-Stem einer Be-
wegung von I' eine Heiligkeitsabnahme von 0.0149 Grössen-
klassen) unter Berücksichtigung der Declination, in Grössen
verwandelt, und dann wurde für jeden Satz eine Constante
nach folgenden Gesichtspunkten abgeleitet. Wenn aus den
Beobachtungen hervorgeht, dass ein Stern von bekannter Grösse
n vom Antritt an die Durchgangslinie bis zum Verschwinden
um m Grössen abnimmt, so folgt daraus, dass ein Stern von
der Grösse m-{-n schon beim Antritt an die Durchgangslinie
unsichtbar werden muss. Jeder bekannte Stern innerhalb
eines beobachteten Satzes liefert einen solchen Werth, und
das Mittel aus allen diesen nennt der Verf. „the Standard
for the line." Mittelst dieser Constanten kann umgekehrt
die Helligkeit eines unbekannten Sternes abgeleitet werden,
indem einfach die beobachtete Intensitätsabnahme von dieser
Zahl subtrahirt wird. Bei der Ermittelung der Constanten
erhielten die einzelnen Sterne Gewichte, die ziemlich willkür-
lich gewählt zu sein scheinen, im allgemeinen aber von der
Anzahl der für den betreffenden Stern bereits vorhandenen

303

Bestimmungen abhängen ; so bekam ein Stern bei einer Be*
obachtiing das Gewicht 3, bei 3 Beobachtungen das Gewicht
4, bei 10 das Gewicht 5 u. s. w. Die Asteroiden stimmten
bei der Bitdung der Satzconstanten mit, sobald Näherungs-
werthe für dieselben aus einigen Beobachtungen bekannt
waren. Dabei wurde zunächst angenommen, dass der Ein-
iluss der Phase bei diesen Himmelskörpern sich in der Weise
geltend mache, dass die Helligkeit proportional dem erleuch-
teten Theil der Scheibe, d. i. proportional cos'"/,/' wäre,
wo P den Winkel am Planeten im Dreieck Sonne-Planet-
Erde bedeutet. Ist nun G^ die Helligkeit eines voll erleuch-
teten Planeten, reducirt auf die Entfernungen i von Sonne
und Erde, sind ferner r und ^ die entsprechenden Entfer-
nungen zur Zeit der Beobachtung, i endlich die nach dem
obigen bestimmte Phasencorrection, alles in G rosse nkl aasen,
so müsste der Planet zur Zeit der Beobachtung die Licht-
starke haben & -^ i -\- ^ {\o% r ■^\o^/f). Wenn zu diesem
Ausdruck noch das für den Planeten beobachtete Zeitinter-
vall am Dedector, in Grössen verv^ndelt, hinzugefügt wird,
so ergibt sich der aus der Asteroidbeobachtung allein abge-
leitete Werth der Satzconstanten.

Nach Ausführung einer grösseren Anzahl von Beobach-
tungen stellte sich heraus, dass die angewandte Phasencor-
rection nicht ausreichend war, sondern dass bei fast allen
Asteroiden Helligkeitsänderungen von viel stärkerem Betrage
zu erkennen waren. Dieselben Hessen sich angenähert pro-
portional dem Phasenwinkel setzen, und dem entsprechend
wurden nun Correctionen an die vorläufig angenommenen
Werthe angebracht. Jede neue Beobachtung gab nun sowohl
für die Asteroiden, als auch für die Vergleichsleme verbesserte
Werthe mit grösseren Gewichten; mit diesen wurden die
Satzconstanten und die sämmtlichen Helligkeits werthe neu
berechnet, und so wurden durch successive Näherungen end-
lich die definitiven Grössen ermittelt, welche in den Tabellen III
bis XI (S. 48—63) mitgetheilt sind.

Das ganze Verfahren ist im höchsten Grade umständ-
lich und complicirt, dabei die Darstellungs weise so unüber-

304

verlässigen Werth von /"liefern; dabei ist von vornherein die
Kenntniss eines Näheningswerthes von /'erforderlich. Wozu
dieses höchst verwickelte Verfahren angewandt ist, und wanitn
nicht die Werlhe von P in jedem Fall aus der Forme!

berechnet werden, ist dem Ref. nicht klar geworden; eine
Zeitersparniss wird jedenfalls damit nicht erreicht und noch
viel weniger eine grössere Sicherheit erzielt.

Bei der Zusammenstellung der Resultate .sind in jeder
der Tabellen 111 bis XI diejenigen Asteroiden vereinigt, welche
an denselben Tagen oder in Verbindung mit denselben Ver-
gleichsternen beobachtet waren. Jede Horizontallinie ent-
spricht im allgemeinen einem Satz; einige Male bilden zwei
Linien zusammen einen Satz, sie sind dann durch Sternchen
kenntlich gemacht. Für die Asteroiden ist an jedem Be-
obachtungstage angegeben der Phasenwinkel P, femer unter
der Ueberschrift g die beobachtete Grösse, reducirt auf die
Entfernungen i und mit Anbringung der Correction /, endlich
unter G dieselbe Grösse nach Anbringung der grossen Phasen-
correction. Oberhalb der Tafel ist das Mittel G" aus allen
Werthen von <J angeführt wnd die aus den Grössen g' her-
geleitete Helligkeitsänderung p, welche einer Aenderung <les
Phasenwinkels um i" entspricht. Die Werthe der Columne G
müssten constant sein, wenn die Annahme der Proportionali-
tät zwischen Helligkeits- und Phasen -Aenderung richtig und
die Beobachtungen fehlerfrei wären. Was die Vergleichsterne
betrifft, so sind die.selben gewöhnlich zu Gruppen vereinigt,
und es ist eine Gruppe beibehalten, so lange das Asteroid
sich in der Nähe derselben befand. Ausgewählt sind die
Gruppen entweder aus den photo metrischen Zonenbeobach-
tuugen, welche auf Veranlassung des Comitcs für die Revi-
sion der Grössen der Bonner Durchmusterung ausgeführt
wurden (diese sind mit MZ und der Nummer der Zone be-
zeichnet), oder aus den auf dem Observatorium des Harvard
College ausgeführten Beobachtungen von Vergleichs lernen für
Veränderliche (bezeichnet mit V und der Nummer des Ver-
änderlichen), oder endlich aus anderen in Cambridge ange-
stellten grösseren Beobacbtungsreihen (bezeichnet mit G und
einer Nummer zur Identification). Die Anzahl aller benutzten
Gruppen, mit zusammen 267 Sternen, beträgt 36; eine Zu-
sammenstellung derselben mit Angabe der mittleren Position
ist nach JR geordnet am Schluss der Abhandlung in Ta-
belle XVm gegeben.

Am Ende jeder Tabelle sind die sämmtlichen Vergleich-

305

steme fQr dieselbe zusammengestellt und die Grössen ange-
geben, nicht nur die auK den voranstehenden Beobachtungen
selbst abgeleiteten, sondern auch die schon anderweitig be-
kannten, hauptsächlich mit dem Meridianphotometer be-
stimmten.

Das Hauptresultat der ganzen Abhandlung ist in der
Tabelle XVI enthalten, in welcher die beobachteten Asteroiden
einzeln aufgeführt sind mit ihren Mittelwerthen, der abgelei-
teten Phasencorrection p, der Zahl der Beobachtungen und
den wahrscheinlichen Fehlern. Es sind im ganzen 18 kleine
Planeten an 113 Tagen von 1887 April 12 bis 1888 März 9
gemessen, jedoch ist das Material sehr ungleichmässig ver-
theilt, indem von einzelnen Planeten sehr zahlreiche Beobach-
tungen über einen grossen Theil der Phasenänderung, von
anderen aber nur wenige (bei zwei Planeten nur je eine Mes-
sung) angestellt sind. Die Ableitung der Correction p ist
natürlich in allen den Fällen, wo das benutzte Phaseninter-
vatt nur wenige Grade umfksst, als durchaus illusorisch zu
betrachten. Nimmt man als äusserste Grenze, wo noch eine
brauchbare Bestimmung zu erwarten ist, ein Phase niutervall
von 7 Grad an, so bleiben nur g Planeten übrig, für welche
die Resultate in der folgenden Tabelle zusammengestellt sind.
Die einzelnen Coluranen enthalten Nummer und Namen des
Asteroids, die mittlere Grösse G° bei Entfernung 1 von Sonne
und Erde und bei voll beleuchteter Scheibe, das benutzte
Phasenwinkelint ervall, die Zahl der Beobachtungstage, den
wahrscheinlichen Fehler einer ein/einen Messung, und endlich
die abgeleitete Phasencorrection p fflr eine Aenderung des
Phasenwinkels von i Grad.

46 onii7 0'PO43

(I)

Ceres

3'P76

5?4 b

s 20?3

(2)

Pdlas

4-50

6.2

18.3

(3)

Juno

5-77

6.7

29.6

(4)

Vest»

3.46

20,9

2S.0

(7)

Iris

6.39

II. 4

(18)

Melpomene

6.59

3-9

32.8

('S)

Phocaea

8.14

10.7

22.6

(30)

Urania

7.88

24.2

o.ii 0.01s
Uoj Harmonia 7.89 13.9 . 26. r 10 O.04 o.oii

Mit Ausnahme von 3 stärker abweichenden Werthen
stimmen die Grössen p sehr nahe unter einander überein, und
es scheint also das Verhalten der angeführten Asteroiden
ungefähr dasselbe zu sein. Im Mittel aus den obigen Werthen
von p ergibt sich, wenn man Gewichte proportional der Grösse
des benutzten Phasenintervalls ansetzt, der Werth 0,028.

Um zu zeigen, dass das angenommene Gesetz der Hel-
ligkeitsänderung vollkommen den beobachteten VerhäHi>'ssev\

Aufsatz von dem Ref. veröffentlicht worden sind. Da die
betrelTeDde Publication dem Verf. nicht bekannt gewesen zu
sein scheint, so ist er durch dieselbe jedenfalls nicht in seinen
Untersuchungen beeinflusst worden, und die Vergleichung
der gänzlich von einander unabhängigen Resultate hat des-
halb wohl einen besonderen Werth, Die vom Ref. veröffent-
lichten Beobachtungen beziehen sich auf 7 kleine Planeten,
von denen 4 auch vom Verf. gemessen sind. Die Genauig-
keit der Messungen ist im allgemeinen erheblich grösser, und
auch das benutzte Phaseninter\'all ist durchschnittlich grösser.
Wird die Helligkeitsänderung, wie bei dem Verf., bei allen
7 Objecten proportional dem Phasenwinkel angenommen, so
ergeben sich die folgenden Werihe der Constante / :

Möller

Parkhurst

Ceres

0"P04l

011043

Pallas

0.040

0.033

Vesta

0.031

Iris

0.013

Irene

0.03s

Massalia

0.026

Ampbitritc

0.029

Bei den ersten 4 Planeten sind die entsprechenden
Werthe .des Verf. mit hinzugesetzt.

Ira Mittel aus allen 7 Werthen des Ref. folgt 0?O32, in
sehr naher Uebereinstimmung mit dem entsprechenden Miltel-
werth des Verf. oitosS. Der einzige Unterschied zwischen
den beiderseitigen Beobachtungsreihen besteht darin, dass
von den 7 Planeten des Ref. nur 3 mit Sicherheit die I'ro-
portionalität zwischen Helligkeits- und Phase n-Aenderung er-
kennen lassen, während bei den 4 anderen in der Nähe der
Opposition eine stärkere Lieh Linderung, in einiger Kntfemung
von derselben eine sehr unmerkliche Intensitätsabnahme statt-
zufinden scheint. Derartige Verschiedenheiten in dem Ver-
halten der kleinen Planeten lassen sich natürlich nur schwierig
ermitteln, zumal wenn die Beobachtungen, wie es bei dem
Verf. der Fall ist, verhältnissmässig unsicher sind und sich

3'3

Mehrere Vergleichsterne waren nicht identificirbar*, reich-
lich ein Dutzend der anderen sind noch nicht im Meridiane
bestimmt, eine grössere Anzahl, meist schwache, aber auch
z. B. der helle Stern Nr. 54, der in dem inzwis<jien erschie-
nenen Cataloge von E. Quetelet vorkommt, nur mikrometrisch
(zum Theil ringmlkrometrisch) angeschlossen. Die meisten
derselben entziehen sich jedenfalls ihrer Lichtschwäche wegen
den Meridianfern röhren mittlerer optischer Kraft; Ref. schliesst
auf ihre Lichtschwäche auch daraus, dass die in SD. fehlenden
alle in aämmtlichen Zonen ffehlen**. Dabei hatte der-
selbe mehrfach den Eindruck, als hätten die Beobachter des
Cometen ohne wesentlichen Arbeitszuwachs recht wohl hellere
Sterne zur Vergleichung nehmen, und so für leichtere und
vollständigere Verwerthung des Resultats Sorge tragen können.

Die Rcduction auf den scheinbaren Ort ist nur da nicht
Dt;u berechnet, wo die Beobachter die von ihnen selbst an-
gewandte Reduction nicht angegeben hatten. In der nun
■1 § 5 folgenden Ueberaicht der Beobachtungen des Cometen
sind die wenigen Reihen dieser Art kenntlich gemacht.

Diese Uebersicht enthält mit Ausnahme der gelegent-
lichen Sextanten -Beobachtungen auf Schiffen alle Beobach-
tungen, geordnet nach den betheiligten Sternwatten (an Zahl
60), und zwar nicht bloss die Ortsbestimmungen des Kerns
oder der Kerne selbst, sondern auch alle Bemerkungen der
Beobachter, welche von Einfluss auf das Urtheil aber den
Werth der Beobachtung sein könnten. Besonders aber sind
noch die Messungen jedesmal beigefügt, die sich auf die
Lage und gegenseitige Stellung der einzelnen Kernpunkte
beziehen; sie dienen dazu, die Untersuchung in § 6 über die
Kernlinie vorzubereiten, und man darf sagen, dass ohne die-
selben eine erträgliche Darstellung der Cometenörter durch
einen Kegelschnitt nicht möglich gewesen wäre.

An Vollständigkeit und Genauigkeit sind die von den
einzelnen Sternwarten gelieferten Reihen natürlich sehr ver-
schieden. Die reichsten stammen, abgesehen von den die
Beschränktheit der verfügbaren Hülfsmittel verralbenden Athe-

* Von den dem Bereich der Südlichen Durchmusterung ange-
hörigen ßndet sich einer als einmal in den Zonen beobachtet und
deshalb in BB. VU[ fortgelassen: lom lol'4>" 5310—16° 58.'!, benutzt
von Friiby Oct. 24 (S. 97 der Abhandlung).

•• Auch Nt. 94, den Herr J. Lamp lo"" nennt, und Nr. 1 1 J. nach
demselben Beobachter 9^5, während ich ausser den Zonen noch 1881
Jan 30 dicht dabei eine iweifelhafie Sielte reviditte und auch d*" ™
Felde befindlichen Cometen berücksichtigte, ohne den twiachc^ beiden
stehenden Stern zu ootiren.

315

und damit ist auch die Grösse der Correctionen, die Verf.
anbringt um einen Kern auf einen andern, speciell auf den
als Hauptkem oder Schwerpunkt des Cometen angenomme-
nen, zu reduciren, im wesentlichen gesichert.

Mit März g hört nun aber, da die Entfernung des Co-
meten auf 3,3g gestiegen war, mit dem Ineinanderfliesseti
der Kerne auch in den grössten Fernröhren alle Möglichkeit
einer solchen Reduction auf, und der Verf. hat sich deshalb
entschlossen, wenigstens für jetzt spätere Beobachtungen zur
Bahnbestimmung nicht zu benutzen. Aber auch ganz im all-
gemeinen haben sich die grossen Femröhre den kleineren
so überlegen gezeigt, dass die mit letztem gewonnenen Re-
sultate, weil sie zweifelhaft lassen was der Beobachter eigent-
lich eingestellt hat, gegen die ersleren oft kaum in Betracht
kommen können. Eben so überlegen erscheinen bei den
Tagbeobachtungen die Meridiankreise den Refractoren und
dem {damals in aller Eile iiothdürflig aufgestellten) Cap-
Theodoliten. Alle diese und verwandte Umstände veran-
lassen den Verf. eine sehr eng begrenzte Auswahl der Beob-
achtungen zu treffen, über deren Einzelheiten § 7, S. 99 bis
102, ZU vergleichen ist. Als Schwerpunkt des Cometen nimmt
derselbe den Funkt z an, und gründet diese zunächst
etwas willkürlich bleibende, zuletzt jedoch durch den guten
Anschluss der Elemente bestätigte Hypothese auf die über-
wiegende Helligkeit dieses Punktes wahrend des wesentlich-
sten Theils der Erscheinung, auf sein gleichmässiges, fixstem-
artiges Licht (nach C. H. F. Peters), auf seine grössere Nähe
am Scheitel im Vergleich mit Punkt 3, und auf den Umstand,
dass in der ersten Hälfte des October von Punkt 2 aus spi-
ralförmige Strahlen nach der Sonne zu ausgingen, (die sich
später zu Kern i verdichteten) — „eine Eigenschaft, welche

3i6

piter und Saturn nach Encke's Methode gerechnet. Diesel-
ben änden), Sept. 20.5 als Null-Epoche angenommen, den
geocentrischen Ort am Ende der Erscheinung Juni i um
— of37 und -\-l2''6, und auch den letzten Nonnalort März
4.0 schon um —«19 und +6''z, während die Störungen der
übrigen Planeten nicht merklich sein können. Bei der Bil*
düng der No nna Igle ichun gen haben alle Coordinaten gleiches
Gewicht erhalten, nur die Contactbeobachtung von Sept. 17
und Normalort 2 {zwei Beobachtungen zu Melbourne, die
spätere von beiden im Meridian) das halbe, und Normalort
3 und 4 (je eine Melbourner Meridianbeobachlung) das Ge-
wicht '/,. So ergeben sich die für 1882 Sept. 20,5 mittl.
Zeit Berlin osculirenden Schluss-Elemente nebst wahr-
scheinlichen Fehlern:

T=:i882 Sept. 17,2612428 i 0.0000319 m. Zt. Berlin
ü>= 69<'35'2or'8o±7r'57 1

ffi=346 o 42. 70±7. 31 J Mittl. Aeq.und Ekliptik 1882.0
1=141 59 4+-63±i-79\
log ?= 7. 8893 666 +0.0000364 9=0.007751 16

log ^=9.9999600+0.0000001 «=0.9999078

0=84.16^0.22 f=772.oi2.9 Jahre.

Der Gewichtseinheit entspricht der wahrscheinliche Fehler
ll"03. Die übrig bleibenden Kehler in M (R— B) sind um
die Zeit des Perihels und vorher, Ort i bis 9, durchweg po-
sitiv; i4tt beträgt Sept. 18.0 (Normalort 6) +2''04, Sept. 14.25
(Orts) +3"24 und steigt Sept. 16.6 (Ort 4) auf +7''25.
Auch ^(f ist bis Sept. 21.5 7 mal positiv, bis ■\-2''^6 bei Ort
6, und nur für Ort 8 negativ. Aber nur Ort i, 6 und die
späteren haben volles Gewicht, so dass der Verf. die Frage,
ob der Comet während seines Durchgangs durch die Son-
nennähe eine besondere Störung erlitten habe, nach wie
vor verneint; ja er ist eher über die Kleinheit der übrig blei-
benden Fehler verwundert, indem ihm die mögliche Unsicher-
heit der Beobachtungen selbst grösser erscheint*.

Weith« von e macht diese Abkürzung ooch nicht eine Einheil der 7.

Decimale aus.

* Für die Contactbeobachtung wird R — B = + l-"8, was (ür
ein neßalives ^ti spricht, indem der Anlrilt des Cometen am West-
randc der Sonne erfolgt ist. Es wäre auch zu bemerken, dass, wenn
man in den vor dem Feiihel übrig bleibenden Fehlem die Wirkung
einer ausserordentlichen Störung erkennen wollte, man auch erwarten
müsste, dass die Fehler weil friiher als Sept. 21.5 ihr Zeichen änder-
ten. Die Untersuchung des Einflusses, den eine Ahplanung des Son-
nenkörpers aur solch sonnennahe Korper ausübt, würde wohl theore-
lisch interessant, aber praktisch kaum von Erfolg sein. — Nebcobei
möge nach S. 10 bemerkt werden, dass eine Störung der SonnenthStig-
krit durch den Cometen nicht nachweisbar ist.

317

Nach dem September ist in den übrig bleibenden Feh-
lern gar kein Gang mehr zu bemerken, und nur zwei der-
selben übersteigen 2"; nämlich für den (allerdings aus mehr
als 40 Beobachtungen gebildeten) Ort Oct. 22 ist /^«— — 3"i6,
und Febr. 5 (15 Beobachtungen mit Gewicht 1 und 4 mit
Gewicht '/,) i^rf^ — z"40. Es wäre wohl interessant, auch
für die spätere Zeit bis zum Schluss der F.racheinung den
Anschlüss der Elemente zu kennen. Denn wenn hier auch
von den Beobachtern meist die optische Mitte der Kemlinie
eingestellt sein wird, deren Lage gegen den Kern z nicht
weiter zu ermitteln ist, so werden doch auch die Abweichun-
gen von dieser Mitte ein gewisses unabhängiges Kriterium
für die Genauigkeit der Elemente geben.

Den Schluss der Abhandlung, § 9, widmet der Verf.
einer Untersuchung über die mögliche Identität unseres Co-
metcn mit dem ebenfalls anfangs bei Tage in der Nähe der
Sonne sichtbaren grossen Cometen von 1106, dessen Perihel-
durchgang bis auf 4'/j Jahre, also bei der Kleinheit von e
weit innerhalb der möglichen Störungen mit den obigen Ele-
menten übereinkommt. Das Resultat ist indessen im ganzen
negativ. Denn die alten Nachrichten lassen es kaum zwei-
felhaft, dass der Comet, wenn auch die ersten Beobachtungen
bis Febr. 7 mit den Elementen des Cometen 1882 II, das
Perihel auf 1 106 Febr. 3.5 Pariser Zeit gesetzt, in Einklang
sind, später eine nördliche Breite hatte, was bei 1882 II
kaum s Stunden lang zur Zeit des Perihels möglich ist. Nur
wenn etwa damals fast gleichzeitig zwei Cometen erschienen
sein sollten, ein sehr heller bei der Sonne, ein schwächerer,
wenn auch immerhin grosser, am Abendhimmel, könnte der
erstere eine frühere Erscheinung von 1882 II sein. Im übri-
gen bemerkt Verf. selbst nach W.Meyer, A.N. 114, S. 74,
wie ungünstig sich die Sichtbarkeit des Cometen 1882 II
und der verwandten für die Nord halbkugel zu gestalten
pflege, 30 dass die Wahrscheinlichkeit, in früheren Jahrhunder-
ten identische Körper aufzufinden, gar nicht so gross ist.

Zum Schlüsse hebt Ref. nochmals hervor, dass der Ver-
fasser seine Untersuchungen über den Cometen, die doch schon
einen höcbst anerkennenswerthen Umfang erreicht haben,
noch nicht als abgeschlossen betrachtet.

Seh.

G. Ericsson, Definitive Bahneletnente des Cometen

1S63 UI. (Aus Ups.'da Univ. Ärsskrift ISSS abgedruckt.) Upsala
j888. 40 S. »o.
Bald nach dem Verschwinden des Cometen iBfjjlVT. ''«''*

319

Gewichte der betreffenden Beob ach tu nga reihe und des Ver-
gleichstems anzusetzen sei. Dieses Verfahren, welches indessen
auch vom Verfasser selbst nur mit solch starker Abrundung
der Zahlen durchgeführt ist, dass die schliesslich eingeführten
Gewichte nur mehr als Schälzungen erscheinen, würde Ref. nicht
für einwurfsfrei halten. Da bei der Ableitung des Gewichtes
der Beobachtungsreihe die Beobachtungen als gleichwerthig
vorausgesetzt sind, so drückt die gefundene Grösse das Ge-
wicht einer vollständigen Beobachtung aus, zusammengesetzt
aus dem constanten Gewicht des Anschlusses und einem
Durchschnittswerth der Gewichte der Vergleich steme in der
Verbindung Product dividirt durch Summe. Die grosse Mehr-
zahl (80 "/o) der Vergleichsterne hat nun das Gewicht 1, ent-
sprechend einem wahrscheinlichen Fehler :^ o'.'b, ferner ist
der Gewichtseinheit der Beobachtungen ein fünfmal so grosser
wahrscheinlicher Fehler zu Grunde gelegt, also wird der Durch-
schnittswerth dieser Gewichte in der Einheit der letzteren
nahezu 25 betragen. Unter Annahme dieser Zahl ergibt
sich, dass eine Vergrösserung des Gewichtes des Vergleich-
sterns von I auf 1.5 das Gewicht der Beobachtung im Maxi-
mum (für Z.O) nur um den vierzigsten Theil vermehrt, eine
Grösse, die füglich vernachlässigt werden darf. Aus demselben
Grunde hätte Ref. die Beobachtungen, bei denen der Comet
bei demselben Durchgange mit zwei Sternen verglichen wurde,
nicht als zwei getrennte Bestimmungen betrachtet.

Von den sechs Normalörtern umfassen die fünf ersten
auf je 6 Tage durchschnittlich 20 bis 35 Beobachtungen. In
dem letzten sind die Beobachtungen der letzten 15 Tage ver-
einigt, wahrscheinlich weil Verf. vermeiden wollte, einen Nor-
malort vorwiegend auf die Beobachtungen einer Sternwarte
(Leyton) zu gründen. Ausgeschlossen bei der Bildung der
Nonnalörter sind 1 1 Beobachtungen, deren Abweichung von der
Gewichtscurve 15" übersteigt.

Die Störungen durch Venus, Erde, Mars, Jupiter und
Saturn, nach Encke's Methode berechnet, erreichen nicht die
Bogensecunde grössten Kreises. Der Verf. hat sowohl die
wahrscheinlichsten parabolischen als auch elliptischen Elemente
abgeleitet, welchen hcz. der wahrscheinliche Fehler einer Be-
obachtung von dem Gewichte 1 ± ^z'-'i^ und + 4."42 ent-
spricht. Der erstere ist indessen mit der Genauigkeit der
Beobachtungen nicht vereinbar, auch zeigen die in den Nor-
malörtern rückständigen, an sich zwar kleinen und nirgends
s" erreichenden Fehler einen deutlichen Gang an. Ref. möchte

320

Osculationsepoche 1863 April 20.5
7= April 20.8646699 ± 0,0003238 miltl. Zeit Greenwich
" = 305°4Ö'4i''>4 ± 5''03 )
Q = 250 10 4.94 ± 3-43 I Miltl. Aeq. 1863.0

/= 85 30 0.96 + 2.23 '

log g = 9.7984991 + 0,0000032

«=^0.9990756 +0.0000890

mit folgender Darstellung der Nonnalörter (B— R):
April 17.5 cosdd« = — o"43 / = 21 drf=+o"o4^=2i
23.0 +0.29 49 +0.11 38

Mai 3.0 —0,10 45 —0.83 45

9.5 -0.13 53 +0.43 57

16.0 +0.58 45 +0.80 44

23.0 —0.67 27 —1.09 25

L. Bocker.

Vierteljahrsschrift

der

Astronomischen Gesellschaft.

dea SchriftfUbrem der Gesellschaft;

E. SCHCENFELD „„_, H. SEELIGER

24. Jahrgang.

(1889.)

Leipzig.

tu CommUslon bei Wilhelm Engelma

Inhalt.

I. Angelegenheiten der GesellacbftfL

Anzeige, betreffend

die Geschäftsfühmng 77

dos Mitgliederverze ichniss 78, 173

das Erscheinen von Fubhcation XIX 33S

die VortrSge auf der BrÖEseler Versammlung 173

Aufnahme neuer Mitglieder I, 173, 135

Nekrologe;

H. T. Dechen I

K. Knorte 78

Todesanzeigen I, 78, 173, 235

Vetjommlung der Gesellschaft zu BrüsseL (Dreizehnte
Generalversammlung.)

Einladung 77

Anwesende Mitglieder 236

Bericht über die erste Sitzung 336 — 340

Berichte des Vorstandes (s. auch Anl. VI— XI) ... 237
Festschrift zum JobUSam der Sternwarte Fulkowa (s.

auch S. 243) 338

Vorlrige:

A, Steinheil, Dioptriscbe«, s. Anl. I 239

Bruns, Ästrand's Tafeln zur Auflösung der Kepler'-

sehen Gleichung 339

Hartwig, Bamberger Sternwarte ....... 240

Lagrange, Erdmagnetismus, s. Anl n 240

Weis*, Neue Ausgabe des Oeltzen'schen Catalogs

nach ATgeUndei's südlichen Zonen 240

B«richt über die zweite Sitzung 241 — 346

Bearbeitung dei Cometen {s. auch Anl, IX] .... 241
Beobachtung der Sterne dei Nordhimmels, s, Anl. VI 241
Desgl. in der Zone —2" bis —23°, s. Anl. VTI ... 341
Photometrische Arbeiten, s. Anl. Vm ...,,. 243

Sein

Lund Zone 40° bis 35° S82

Leiden > 35 > 30 38z

Cambridee (Engl.) . 30 > 25 285

Berlin > 25 • 15 286

Leipzig • IS • S »87

Alb«ny . 5.1 287

Nikolajew > i • — z 288

VII. Berichte über die Beobachtung der Sterne bis zur

neunleo Grösse zwischen — 2° und — 23° . 288—292
Fundamental -Cülalog (Berichte »on Auwer«,

H. G. Bakhnyzen und £. Becker) 2S8

Zonen beobachtuDgen ;

StrassbuTS Zone — 2° bis — 6° . . . 290

Wien-Otlakring • — 6 ■ — 10 ... 290

Cambridge (U.S.) . —10 • —14 ... 291

Washington > —14 • — iS ... 292

Algier • —18 • —23 . , , 292
VTII. Pbotom einsehe Arbeiten über die Sterne der Bon>

ner Durchrnnsierong (Bericht von Pickering) . . 293

IX. Bericht Über Comeien von Kreuti 293

X. ReehnunEsabsclilDss für die Fiaaniperiode vom 1. Au-
gust 1887 bis 3t. Juli 1889 290

Dechargc für die Gassen Verwaltung 301

Bestand an Instrumenten nnd unverkauften Publica-

tionen 301

XI. Verieiehniss der für die A. G. vom I. August 1887
bis 31. Juli 18S9 eingegangenen Dmckschrißen.

(Fünfter Catalognachtrag) 303

XII, Verzeichniss der Mitglieder der A. G. {l. Oclober 1889I 3 1 5
Verzeichniss der Institute, welche die Scbriden er-

halten 328

Vorstand der GeseltechaR für 1889—91 348

ZnsammensteUnng der ■

Cometen-Erscheinungen 1SS8 4

Planeten-Entdecknngen tS88 9

II. Literariscbe Anleihen.

AKtronomical Society of the Pacific, Publications No. 1.2 . - 210
de Ball, L., Recherches zur l'orbite de la plauzte (181) s^^^atu S9

Berichtigung dtuu 334

Hamburg HO

Helsingfors III

Herfny (E. ». Gothard) 114

Kalocu 116

Karlsruhe 118

Kiel 120

Königsberg 112

Kremsmünster 115

Leipiig 126

LüMich ia6

Lnnd 126

Madison 127

MUano 12g

Müocheo I ]0

O GyalU (Dr. V. Konkoly) 134

Potsdam 138

Fri^ (UniversitSts-Stem warte) 144

Prag (Prof. Safarik) 150

Strassbarg 154

Upiala 167

Wien (Ottakniig, 1. KuBher'sche Slemwarle) 167

Zürich 169

KapteyD, J. C, Bericht Über die tur HersteHang einer Darch-

muiterung des indlicheD Himmels ausgeführten Arbeiten 113

Schönfeld, £., Epbemeriden verSoderlicher Sterne für 1890 . . 220

Berichtiguogeo 234

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Zur Mitgliedschaft haben sich gemeldet und sind nach

§ 7 der Statuten vorläufig aufgenommen worden (Me Herren

Dr. S. Oppenheim, Observator an der v. Kuflfner'schen

Sternwarte in Wien, Ottakring,
Dr. phil. Max Wolf in Heidelberg,
Dr. M. Zwink, Assistent der Sternwarte der Gesell-
schaft Urania in Berlin.

Die Gesellschaft hat ihr Mitglied

Wirkl. Geh. Rath Dr. H. v. Dechen, Oberberghaupt-
mann a. D. in Bonn,
am 15. Februar 1889 durch den Tod verloren.

Nekrolog.

Heinrich von Dechen.

Die Bedeutung dieses jetzt in ehrwürdigem Alter ver-
storbenen Mannes liegt nicht auf dem Gebiete, dem diese
Blätter vorzugsweise gewidmet sein sollen, und es muss
Anderen überlassen bleiben, sein Leben und vielseitiges Wirken
mit sachkundiger Hand zu zeichnen und seinen Verdiensten
um Staat und Wissenschaft gerecht zu werden. Nur flüchtige
Notizen können hier an die Stelle eines würdigen Nekrologes
treten.

Heinrich Ernst Karl v. Dechen entstammt einer Fa-
milie, die schon durch mehrere Generationen hindurch dem
preussischen Staate in höheren Beamtenstellungen gedient
hatte, und ist in Berlin am 25. März 1800 geboren. Seit 181 8
studirte er in Berlin, und sodann als praktischer Bergmann
im westfälischen Steinkohlengebiete das Berg- und Hütten-
wesen. Zum Bergeleven ernannt, begann er schon 1822 als
wissenschaftlicher Schriftsteller aufzutreten, und zwar mit

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 24. I •

solchem, allmählich sich steigernden Erfolge, dass ihm schon
1834 die philosophische Facultät der Universität Bonn die
Doctorwürde honoris causa ertheilte und er als Professor an
die Universität Berlin berufen wurde. Inzwischen hatte er
auch zum Zwecke borgmünnischer und geologischer Studien
mehrere Reisen ausgeführt und war in seiner Beamtenl aufbahn
zu höheren Stufen emporgestiegen. Im Jahre 1841 wurde er
zum Berghauptmann und Director des Rheinischen Oberberg-
amts zu Bonn ernannt, wo er schon seit 1828 einige Jahre als
Assessor gearbeitet hatte, und wo er nun seinen dauernden,
nur durch mehrere belangreiche Commissorien unterbrochenen
Aufenthalt nahm. In dieser Stellung war er durch 23 Jahre
der Leiter des rheinischen Bergbaues und ein Hauptförderer
der mächtigen Ent Wickelung, die derselbe, insbesondere in
den Steinkohlenrevieren, in und seit jener Zeit gewonnen hat.
In jedem Zweige des Bergwesens hervorragend thätig, war er
in den Aufgaben der Gesetzgebung, der Verwaltung und Be-
steuerung nicht minder einflussreich, als in der Technik, in
der Ausbildung der Beamten und in der Nutzbarmachung der
ihm zustehenden Mittel für die Zwecke der Wissenschaft, Im
Herbst 1859 wurde ihm interimistisch die Direction der höch-
sten Verwaltungsbehörde im preussischen Bergwesen über-
tragen, die er bis zum Mai 1860 führte. Zum 1. Januar 1864
nahm er seinen Abschied aus dem Staatsdienste, um für seine
wissenschaftlichen Arbeiten mehr Zeit zu gewinnen ; seine
Verdienste wurden bei dieser Gelegenheit durch die l'Lrnen-
nung zum Oberberg Hauptmann und die Verleihung der Würde
eines Wirklichen Geheimen Raths mit dem Titel Excellenz von
höchster Stelle anerkannt

In der Wissenschaft hat Heinrich v. Declien insbe-
sondere durch grosse Kartenwerke Bedeutung erlangt. Hierher
gehört seine ,,GeognoHlische Karte von Mittel-Europa" {1839,
2, Aufl. 1869); die „Geognostische Karte von Deutschland"
(1869); ganz besonders aber die gleich anfangs von Hum-
boldt als Vorbild für andere bezeichnete „Geologische Karte
der Rheinprovinz und der Provinz Westfalen", erschienen
1855 bis 1883 in 35 Sectionen im Massstabe i : 80000, und
begleitet von einer Uehersichtskarte im Massstabe i:, ^00000.
Zu ihr gehören 2 Bände „Erläuterungen" (1870, 1884), wie
denn auch eine grosse Anzahl von Dechen's andern Werken
als Vorarbeiten, Erläuterungen oder Ergänzungen zu den
Karten anzusehen sind; so z.B. die über das Siebengebirge,
die Vorder-Eifel, die Vuicane des Laachcr Sees, den Teuto-
burger Wald. Von den übrigen Arbeiten mögen hier nur
die zahlreichen Höhenmessungen in der Rheinprovinz, als der
Geodaesio und damit der Astronomie näher stehend, her-

vorgehoben werden. Auf die grosse Zahl der Aufsätze und

grösseren Werke über mineralogische und technische Gegen-
släiidc kann hier nicht eingegangen werden.

Die wissenschaftliche Bedeutung v. Dechen's erstreckt
sich aber noch nach einer andern Seite; er war hervorragend
befähigt, Bildung und Interesse in weitere Kreise zu tragen.
Hiervon legt besonders die Blüthe des Naturhistorischen
Vereins der preussischen Rheinlande und Westfalens unter
seiner 40jährigen Leitung beredtes Zeugoiss ab ; eine Blüthe,
die allerdings mindestens eben so sehr seinem hervorragenden
Charakter, seinem Verwaltungs- und Organis ations- Talente und
seiner Gewohnheit, überall auch materiell zu helfen, wie seinen
wissenschaftlichen Eigenschaften zu verdanken ist. Ueberhaupt
war V. Dechen von seltener Vielseitigkeit; als Mitglied der
Jury auf der Pariser Weltausstellung von 1855, in dem Ver-
waltungsrathe der Rheinischen Eisenbahn, als Berather bei
zahlreichen gern ei nnü tilgen Unternehmungen, in der Ge-
meindeverwaltung der Stadt Bonn, im Presbyterium seiner
Kirche, in Bildungs vereinen aller Art, überall war er fähig
mitzuwirken, und oft legte dabei seine Persönlichkeit das ent-
scheidende Gewicht in die Wagscbale. Im Jahre 1850 vertrat
er einen preussischen Wahlkreis im Erfurter Parlament, in
den letzten Lebensjahren gehörte er dem preussischen Staats-
rath an.

Auch körperlich war v. Dechen von zäh ausdauernder
Kraft. Noch in seinem achtzigsten Lebensjahre überwand
seine gesunde Natur einen gefährlichen Unfall, der ihn in
den Strassen von Köln betroffen hatte. Erst in den letzten
zwei oder drei Jahren fingen die Schwächen des hohen Al-
ters an, seine körperliche Rüstigkeit zu vermindern und seine
Thäligkeit überhaupt zu beschränken. Es war ihm noch ge-
lungen, alle seine grösseren Arbeiten, insbesondere das Re-
gister zu seiner grossen geologischen Karte, vollständig ab-
zuschliessen. Er starb am 15. Februar 1889, i-J/, Uhr MitUgs.
Seine Gattin, Luise, geb. Gerhard, ist ihm um viele Jahre
im Tode vorausgegangen; auch von seinen Kindern über-
lebt ihn nur eine Tochter,

Heinrich v. Dechen war Mitglied vieler wissenschaft-
lichen Gesellschaften, u. a. der Akademien zu Berlin und
Paris. Der Astronomischen Gesellschaft gehörte er, wiewohl
in der Astronomie nur receptiv thätig, seit ihrer Gründung
als Mitglied an. Mag dazu auch vielleicht die nahe Freund-
schaft, welche ihn mit Argelander verband, mitgewirkt haben
— es tritt auch hier wieder der schöne Cbarakterzug hervor,
dass alle ernsten wissenschaftlichen Bestrebungen und Unter-
nehmungen sein Interesse erregten und seiner yöi'^^''^"*'

sicher sein konnten. Und so hat auch die Astronomische
Gesellschaft alle Ursache, eine Blume auf sein Grab zu legen
und sein Gedächtniss in Ehren zu halten.

Seh.

A. Charlois

in Nizza

J. Palisa

> Wien

J. Palisa

. Wien

J. Palisa

- Wien

J. Palisa

- Wien

A. Charlois

> Nizza

J. Palisa

> Wien

J. Palisa

. Wien

J. Palisa

- Wien

J. Palisa

. Wien

-ren Reihe

von Jahren

Zusammenstellung der Planeten - Entdeckungen
im Jahre 1888.
Jahre 1888 entdeckten kleinen Plane-

. Es wurden entdeckt:

272 Anlonia am 4, Februar \

273 Atropos - 8. März

274 Philagoria » 3. April

275 Sapienlia - 15. April

276 Adelheid - 17, April

277 Elvira . 3. Mai

278 Paulina » 16. Mai
27g Thule - 25. October

280 Philia - 2g. October

281 Lucretia • 31. October
Von den schon seit einer U

vergeblich gesuchten Planeten ist am 7. April der Pl3net{i83)
Istria in der neunten Opposition seit und mit Einschluss der
Entdeckung von Herrn j. Palisa in Wien nach einer Ephe-
meride des Henn Dr. W. Luther in Hamburg wieder aufge-
funden worden,

üeber die Helligkeit der neuen Planeten liegt nur eine
sehr geringe Anzahl von Schätzungen vor. Soweit nach
den betreffenden Angaben ein Urlht-il gestattet ist, wird der
überwiegend grössere Theil dieser Planeten sich nur den mit
besonders hervorragenden Mitteln ausgerüsteten Sternwarten
zugänglich erweisen; es ist dies für die rechnerische Bear-
beitung derselben um so nachtheiliger, als die Beobachtungen
dieser lichtschwachen Objecte von Jahr zu Jahr mehr an Zu-
verlässigkeit zu wünschen übrig zu lassen scheinen.

Die folgende Zusammenstellung gibt in üblicher Weise,
soweit eben das Materia! dazu ausreicht, eine Uebersicht der
Hei ligkcits Verhältnisse der neu entdeckten Planeten. Es sind
neben der Nummer des Planeten angeführt:

1. die Grenzen, zwischen welchen die Grössen Schätzungen
schwankten, auf die Entfernung zur Zeit der Opposition
reducirt ;

2. das Mittel aus diesen verschiedenen Schälzungen;

3. die mittlere Grösse des Planeten;

. die Grenzen, zwischen welchen die Grossen liegen, die
der Planet zur Zeit der Opposition Überhaupt erlangen

, die Anzahl der Schätzungen.

272 13.5—14.0

.3.8

13.6

i3-4-"3-8

273 12.0

12.0

II. 7

10.7—12.6

274 12.5—13.4

12.9

13.6

1 2.8-1 4.2

275 10.8— 11.6

11.2

12. 1

II. 0-12.9

276 II.5 — 12.0

11.8

II.8

1 1.5— 12.2

277 13.0

13.0

I3-I

12.5-13-5

278 12.0

12.0

12.7

12,0-13.3

279 13-5

13-5

13.6

13.0—14.1

280 14.0

14.0

14.4

13.6-15-1

281 12.0—13.3

12.7

13-6

12.6—14.3

Die Beobachtunge

1 ergäbe

1 für sämmtliche

Planeten

ausreichendes Material

zui 6 ahn berech nung.

wurden

beobachtet:

272 an 29 Tagen in einem Zwischenraum von

Tagen

273 ■ 13 •

äi

274 • 11 .

275 • 13 •

276 . 10 .

277 - 16 .

278 . 11 .

279 • 14 .

280-11

281 . 15 .

Daraus wurden vorläufig folgende Haupt-Babnelemente,
welche indessen bei erschöpfender Verwerthung sämnitlicher
Beobachtungen noch kleinere Veiänderungen erfahren dürf-
ten, abgeleitet:

272 Q =

273

37°5i'

= 4°28'

V = i°43'

a=2.78 Charlois

5851

20 24

9 16

2.40 Lange

93 45

3 41

6 46

3.03 Berberich

34 56

448

9 31

2.77 Lange

II 39

21 44

3 44

3.12 Lange

33 32

t 8

5 3

2.87 Charlois

62 24

7 29

6 21

2.73 Lange

75 12

2 23

6 12

4.25 Lange

10 56

7 22

7 54

2.97 Lange

31 0

5 >9

7 38

2.19 Lange

ih unter diesen Elementen sind eiuwseiXÄ

diejenigen des PI an eleu (281), welcher sich der Erde bis auf
/i ^ 0.88 nähern kann, andererseits aber besonders diejenigen
des Planeten (279) Thule. Der letztere erreicht, nach den
vorstehenden Elementen, die grösste bisher unter den klei-
nen Planeten bekannte Entfernung von der Sonne mit r=4.7i ;
er würde daher bei einer günstigen Lage der grossen Bahn-
axe dem Jupiter sich bis auf 0.24 nähern können, That-
sächlich beträgt indessen die grösste Annäherung zwischen
Thule und Jupiter nur 0.56, und wird dieselbe erst in nahezu
go Jahren erreicht werden. Zu bemerken ist dabei, dass
bei der Ableitung der oben angeführten Elemente von (279)
Thule die letzten beiden Keobachtungen, ohne welche die
angegebene Zwischenzeit sich auf 34 Tage verkürzt, noch
nicht benutzt sind, weil über die Zuverlässigkeit derselben
noch Zweifel bestehen; nachträgliche, wenn auch wohl nicht
sehr erhebliche, Aendetungen der Bahn sind daher nicht aus-
geschlossen *.

Unter den zahlreichen Aehnlichkeiten der Bahnelemente
der neuen mit denen älterer Planeten hebe ich nur die fol-
genden hervor:

l°5

272

= 37-9 ■ =

4°

15'

38.9

»73

= 158.8 .=

194

■59.4

275

= 134.9 '■ =

■03

■ 36.2

280

= 10.9 i —

ri.o

281

= 31.0 1 =

210

33.0

254

28.2

Die

Jaliro 1887

ntd

3 ff-

2.78
2-59

= 2.19

2.72
2,20
7 Planeten sind mit
Ausnahme von (266) Aline sämmtlich in der zweiten Erschei-
nung wieder aufgefunden worden; auch sind von älteren
Planeten, die bisher nur in einer Erscheinung beobachtet
waren, ausser dem schon erwähnten Planeten (!83) Istria,
seit meinem letzten Bericht nunmehr in der dritten oder noch
nachträglich in der zweiten Erscheinung beobachtet worden:
(251), (254), (255), (257) und (261), so dass die Zahl der
nur in einer Erscheinung beobachteten Planeten mit Ausschluss

der im letzten Jahre enldeckten lo neuen l'liineleii sich ge-
genwärtig (Ende Februar 1889) auf 15 belauft.

In der folgenden Zusammenstellung sind zur bequeme-
ren Uebersicht über die die kleinen Planeten angehenden Be-
obachtungsergebnisse angegeben:

1. Die Zahl der Oppositionen, welche bisher stattgefunden
haben, mit Inbegriff derjenigen Erscheinung, in welcher
die Entdeckung erfolgte;

2. die Zahl derjenigen der genannten Oppositionen, in
welchen die Planeten beobachtet wurden;

3, diejenigen Planeten, auf welche die vorstehenden An-
gaben sich beziehen;

4, die Anzahl dieser Planeten.

Anzahl der

AnwH

statlgef.

beob.

Planeten

der Pia.

Oppositionen

nelGii

272,273, 274.275, 276, 277.278,

279, 280, 281

262, 266

25Ö

228

220

193

[88

'49, '57. 163. '75

über 10

99, '32, '55. '56

261, 263, 264, 265, 267, 268, 269,
270, 271

249. 251, 253, 254, 255, 257, 260

217

'83

244, 24», 250, 252, 258, 259

239, 240, 242, 243, 245, 246, 247

232

225

'97

177, 180

Anzahl dci

■

sutigef.

beob.

Planeten

236, £37, 238, 241

234

222, 223, 227, 229

214

195, 210

199

164, 166, 167, 170

über lo

Mö

230- 233. 235

221, 226, 231

215, 2'9

186, 189, 201, 203, 205, 206, 20.
209, 213

178, 182, 187, I.9I, 196

171, 174, 179

über lo

g8, 131, 136, 139, 146, 147, 15.
152, 162

224

216, 218

194, 198, 200, 202, 211, 212

172, 190

169, 17Ö, 184

über lo

66, 77, 104, HO, 117, i^i, 12
141, 142, 144, 148, .151, I5i
159, 160, 161, 168

20-

i 8

192, 204

' 9

173. 185

über lo

86. 96, 102, 105, 109, III, 11;
118, 119, 122, 124, 126, 12;
iz8. 134. 135, 137. 143. 15,
165

Comet 18Ö8I, wurde von Sawerthai auf der Sternwarte
aiu Cap der guten Hoffnung in den Frühstunden des 19. Feb-
ruar mit unbewaffnetem Auge entdeckt. Der Comet stand in
j4t = 288°, Decl, =—56*^; ein scharf begrenzter Kern 7'"
Grösse und ein 2° langer Schweif waren deutlich mit einem
Opern glase zu erkennen. Die stark nordwärts gerichtete
Bewegung liess ein baldiges Sichtbarwerden des Cometen auf
der Nordhalbkugel erwarten; die Vermuthung wurde bestä-
tigt durch die ersten von Finlay abgeleiteten provisorischen
Elemente, welche vom Berechner an die Centralstelle in Kiel
telegraphirt wurden und die letztere in den Stand setzten,
die nördlichen Sternwarten durch eine Ephemeride recht-
zeitig auf die bevorstehende Erscheinung des Cometen auf-
merksam zu machen. Zuerst wurde derselbe auf der nörd-
lichen Halbkugel am 12. März auf der Sternwarte der Uni-
versität Virginia beobachtet; an demselben Tage wurde der
Comet auch in Palermo bemerkt, wegen der anbrechenden
Dämmerung konnte aber eine Ortsbestimmung nicht mehr
erhalten werden. Die Helligkeit des Cometen, der am 17,
März sein Perihel passirte, blieb bis gegen Anfang April im
allgemeinen dieselbe, wie zur Zeit der Entdeckung; Ende
des Monats verschwand er dem freien Auge, blieb aber im
Femrohr noch bis in den September hinein sichtbar. Am
10. August fanden auf den Sternwarten in Orwell Park und
Strassburg die letzten Ortsbestimmungen statt; am 4. Sep-
tember erkannte Dr. Kobold noch den Cometen als äusserst
schwachen, langgestreckten Nebel von 5' Länge, konnte ihn
jedoch wegen seiner Lichtschwäche nicht weiter beobachten.

Berlin lig. 379 Mailand 120. 283

Besanvon HC). 381; 120.45: Marseille B.A. 5. 428, 538

CR. 107, 4Q6 München IIQ. 335

Bordeaux 120.59; CR. 107. Nikolajew 120.45

543 Nizza CR. 107.437; B.A. 5.
Brüssel 1 20. 253 496

Cambridge Mass. 120. 251; A.J. Northfield Sidereal Messenger

8.135 Vol. 7 p.364

Dresden 119. 379; 120.89 Padua 120.285

Hamburg 119.3+7,365,379 Rom i ig. 365, 379; 120.235

Haverford A.J. 8. 1 19 Strassburg 1 19. 335, 367, 37Q

Kiel 119.365,379; 120.45 Turin 119.335. 347

Königsberg izo. 61 Washington A.J. 8. 79, 133

Kremsmünster 119. 347; 120. Wien 119. 319

271

Comet 1888 IV (Faj-e'scher Comet). Auf Grund
einer Aufsuchungsephemeride, die ich aus den Möller'schen Ele-
menten im Berliner Jahrbuche für 1882 unter Vernachlässigung
sämmtlicher Störungen seit der letzten Erscheinung ableitete,
wurde der Comet am 9. August von Perrolin in Nizza als
ein äusserst schwacher kreisförmiger Nebel mit einer cen-
tralen Verdichtung aufgefunden. Die Correction der direct
aus den Elementen berechneten Ephemeride betrug — 4^4
in JR und +4' in Decl., entsprechend einer Verzögerung
der Perihelzeit um beiläufig 2 Tage, Die grosse Lieh tsch wache
des Cometen in seiner jetzigen Erscheinung hat es oiit sich
geführt, dass die Zahl der Beobachtungen trotz der langen
Dauer der Sichtbarkeit — der Comet wurde noch im Februar
1889 in Wien beobachtet — eine beschränkte geblieben ist.
Mit Ausnahme der unten aufgeführten Beobachlungsorte ist
der Comet nur noch, soweit dem Referenten bekannt, in
Strassburg und auf dem Lick Observatory beobachtet wor-
den. Anfangs Decembcr erreichte der Comet das Maximum
seiner Helligkeit, das 1.8 fache der Helligkeit zur Zeit der
Entdeckung. Auch Jetzt noch war er äusserst schwach; man
konnte aber deutlich" einen kleinen, excentrisch liegenden
Kern 14. Grösse, sowie Spuren eines Schweifes unterscheiden.
Beobachtungen :

Algier CR. 108. 91

Marseille CR. 107. 936

Nizza 119, 319; 120.45,219; CR. 107. 436, 456; B.A. 6. 13

Wien 120,253

Comet 1888 V, von Barnard auf dem Lick Observa-
torj am Morgen dos 31. Ociober vor Sonnenaufgang entdeckt.

hatte die Helligkeit eines Sterns lo. Grösse. Ende November
und anfangs December konnte ein unbewaffnetes Auge den
Cometen als Stern 6. Grösse erkennen, wenn der Beobachter
vorher von seinem genäherten Orte unterrichtet war. Das
Spectrum des Cometen war nach Copeland am 14. November
fast vollständig continuirlich und glich bei oberflächlichem
Anblick mehr dem Spectrum eines dichten Sternhaufens als
dem eines Gas-Nebels. Nur mit grosser Mühe konnten zwei
hellere Lichtanhäufungen entdeckt werden, welche dem zwei-
ten und dritten Bande des gewöhnlichen Cometenspectrums
entsprachen. Am 5. December waren dagegen alle drei
Cometenbänder deutlich auf dem continuirlichen Spectrum
sichtbar.

Das Aussehen des Cometen blieb in den nächsten Mo-
naten , abgesehen von der durch die Veränderung seiner
Stellung zu Sonne und Erde bedingten Zu- und Abnahme
der Helligkeit, im allgemeinen gegen früher ungeändert. Ende
Februar 1889 verschwand er in den Sonnenstrahlen, wird
aber Mitte April wieder sichtbar werden und voraussichtlich
noch mehrere Monate hindurch beobachtet werden können.

Die Untersuchungen von Berberich, welche sich über
die Zeit von der Entdeckung bis 1889 Febr. 17 erstrecken,
haben kein Anzeichen der Abweichung der Bahn von einer
Parabel ergeben. Seine neuesten Elemente lauten:

r=i889 Jan. 31.256389 mittl. Zeit Berlin

^=337''54'57''7
ß=357 25 35.0 } M.Aeq. 1889,0

;=l66 22 12.2

log ^=0.258777
Beobachtungen:
Albany A.J. 8. 103, iii, 132,

151
Berlin 120. 77

Besanv^on 120.61,167; C-^-

107-553.721
Bordeaux 120. 59; CR. 107.

543
Dresden 120. 31, 47, 63, 157,

255
Greenwich M.N.49.81,83, 131

Hamburg 120. 31, 47, 63, 189;

B.A. 5. 539

Haverford A.J. 8. 149

Karlsruhe 120. 189, 237

Kiel 120. 77

Königsberg 120. 47
Kremsmünster 120. 31, 187 ;

121.39
Madisou 120. 89; A.J. 8. 102,

III
Marseille B.A. 5. 538
Mount Hamilton 120. 91 ; A.J.

8. 102, 109, HO, 120
Nikolajew 120. 187
Nizza B.A. 6. 13
Oxford (Radcl. Obs.) M.N. 49.

84
Palermo 120. 31
Paris CR. 107. 495; 108. 218
Rom 120.47, 77, 95. 169, 191

Stonyhurst M.N. 4g. 34 Washingiton A.J. 8. 1

Strassburg 119. 383; 120.31 150

Seit meinem letzten Referate (V.J. S. 23 S. 20) sind noch
die folgenden Cometen zur definitiven BahnbestimiuuDg über-
nommen worden:

Coraet 1824 1 von Dr. W. Doberck, Hongkong
1843 II • Dr. M. Zwink, Berlin
1847 VI . Dr. B. Schwarz, Prag
1852 IV - Cand. astr. Kloock, Bonn

1863 I . Dr. Rosmanith, Wien

1864 III - Cand. Schröder, Strassburg
1870 II - Herrn J. Bärlfay, Budapest
1879 IV* - Dr. Wislicenus, Strassburg

1885 V . Herrn J. Hackenberg, Währing
» - Dr. F. Cohn, Königsberg

1886 VIII . Cand. astr. Halm, Kiel

1888 m . Prof Miilosevich, Rom

1889 ... . M'i-^ Klumpke, Paris.

Ferner hat Dr. K. Lam)i in Kiel an Stelle seines Bru-
ders Dr. J. Lamp die \"orausberechnung der nächstjährigen
P>scheiniing des Brorseu'schen Cometen Übernommen.
H. Kreutz.

* Prof. Miilosevich hat sei
TD den neuerdings vervollstündigt.
Ilal. Vol. 17 p.SS-

Literarische Anzeigen.

Ph. von Jolly, Die Anwendung der Wage auf Probleme

der Gravitation. Erste Abhandlung. Abh. d. 2. Kl. der Münch,
Akad. Xni. i.Abth. S. 155—176. 1878. Zweite Abhandl. Ann.
d. Phys. u. Chem. Neue Folge. XIV. S.331 — 355. 1881, undMünch,
Akad. XIV. 2. Abth. S. 1—26. 1883.

J. H. Poynting, On a method of using the Balance

with great delicacy, and on its employment to determine the Mcan
Density of the Earth. Proc. of the Roy. Soc. of London. XXVIII.
p. 2— 35. 1878/79. 8°.

J. Wilsing, Bestimmung der mittleren Dichtigkeit der

Erde mit Hülfe eines Pendelapparates. Publicationen des Astro-
physikalischen Observatoriums zu Potsdam Nr. 22 ; VI. Band
2. Stück, S. 35— 127. Potsdam 1887. 4°.

Die drei Bestimmungen der mittlren Dichtigkeit der
Erde von Ph. von Jolly, J. H. Poynting und J. Wilsing ge-
hören dem wesentlichsten Punkte ihrer Methoden nach eng
zusammen. Da über die beiden ersteren Arbeiten ein Re-
ferat in dieser Vierteljahrsschrift nicht gebracht worden isl,
wird es sich empfehlen, trotzdem dieselben bereits vor län-
gerer Zeit veröffentlicht sind, auch über diese einen kurzen
Bericht abzustatten.

Von den Methoden der Bestimmung der genannten
Grösse können nur diejenigen als zuverlässig gelten, bei
welchen die Attractionswirkung eines der Gestalt und Masse
nach genau bekannten Körpers zur Messung kommt. Die Me-
thoden, bei welchen die Gravitation von Theilen der Erde
selbst, z. B. von Bergen gemessen wird, können mit Berech-
tigung nur dazu benutzt werden, aus ihnen Schlüsse zu ziehen
über die Masse jener Theilc, nicht aber zur Berechnung der
mittleren Dichtigkeit der Erde. Zur Bestimmung der Attrac-
tion vollkommen bekannter Massen war früher nur die Dreh-
wage benutzt worden, und man ist in der Beseitigung von
Fehlerquellen bei diesem Instrumente bis zu einem respec-
tablcn Grade gelangt. Die sichersten mit ihm erlangten Werthc

für die mittlere Dichtigkeit der Erde sind diejenigen von
Baily 5.66 und von Cornu nnd Baille 5.56, bez. 5.50
bei zwei um ein halbes Jahr aus einander liegenden Beob-
achtungsreihen.

Die hohe Vervollkommnung, welche die Conatruction der
gewöhnlichen Wage erfahren hatte, veranlasste zuerst Ph,
von Jolly, dieselbe bei Gravitationsproblemen zur Anwen-
dung zu bringen. Seine Anordnungen waren im September
1877 ä" wßi'^ ^^^ Ausführung gekommen, dass er dieselben
auf der Natur forscher Versammlung in München zur Demon-
stration bringen konnte; und im Jahre 1878 veröffentlichte
er eine erste Reihe von Beobachtungen. Er setzt zuerst die
Vors ichtsmass rege In aus einander, welche zu beobachten waren,
um bei der Vergleichung zweier Kilogrammstücke gleichen
Materials für wiederholte Wägungen keine grösseren Ab-
weichungen vom Mittel als + 0.05 mgr zu erhalten. Von be-
sonderem Interesse ist die Ermittelung der Abhängigkeit des
Wagebalken Verhältnisses von der Temperatur, aus welcher
sich die Differenz der Ausdehnungscoeflicienten der beiden
Seiten des aus gegossenem Messing bestehenden Wagebalkens
berechnen Hess. Dieselbe ergab sich zu 0.000000138. wäh-
rend nach Messungen von Lavoisier und Laplace die Differenz
der Ausdehnungscoeflicienten für gegossenes und gehämmertes
Messing 0.00000023 beträgt. Die Ungleichheit für die beiden
Seiten des Wagebalkens lässt sich also als Folge ungleich
rascher Abkühlimg nach dem Gusse, sowie der Bearbeitung
erklären. — Die erste Anwendung, welche Jolly von der
Wage machte, war die Ermittelung der Abnahme der Schwere
mit der Höhe. Theoretisch ergibt sich unter der Voraus-
setzung, dass die Erde eine Kugel vom Halbmesser Ji sei
und in concentrischen Schichten gleiche Dichtigkeit habe:
Ein Körper, welcher an der Erdoberfläche das Gewicht Q,
hat, hat in einer gegen Ä kleinen Höhe A das Gewicht

Q,= Q^

(-4)

Ä = 6366i8gra gesetzt, würde für h = ^.2qni die Ge-
wichtsabnahme eines Kilogramms zu 1.662 mgrXf folgen.
g ist die am Orte der Beobachtung wirklich stattfindende Be-
schleunigung, die Resultante aus Attraction und Centrifugal-
kraft, wie sie sich durch Pendelraessungen ergibt. Experi-
mentell bestimmte Jolly die Gewichtsabnahme so, dass die
Wage erhöht aufgestellt wurde und an der Unterseite ihrer
Schalen Drähte angehängt waren, welche an ihren unteren
Enden ein anderes Schalenpaar 5.39 m tiefer als das obere
trugen. Zwei Kilogramms tu cke wurden dann eiomaV vei-

Dabei Ut vorausgesetzt, dass die Dichtigkeit der Luft an
dem Orte der beiden Wagschalen von gleicher Höhe den-
selben Werth bat. Für die oberen Schalen im Wagekasten
wird dies auch der Fall gewesen sein. Da nun aber die
Verb indutigsd ruhte und die unteren Schalen auf jeder Seite
für sich in getrennte Kasten eingeschlossen waren, konnte
sehr wohl die Luft an den beiden unteren Wagschalen ver-
schiedene Dichtigkeit haben.

Bei wiederholten Arretirungen und Auslösungen für un-
geänderte Belastung zeigten die Einstellungen der Wage keine
Differenzen über etwa 0.76 mgr. Was nun zunächst die Ge-
wichtsdifferenz der oberen und unteren Station für die an-
gewandte Masse vor Aufstellung der Bleikugel betrifit, so
berechnet sich dieselbe nach der früher angegebenen Formel
zu 33.059mgrXf; die beobachtete Differenz ergab sich auch
hier kleiner, zu 3 1.686 mgr Xf- Jo'ly berechnet daher die
Gewichtsabnahme eines Körpers mit der Höhe unter Berück-
sichtigung der Massen, welche sich über dem Niveau der
unteren Wagschalen befinden. Für diese denkt er sich eine
gleichmässige Schiebt von der Höhe h und der Dichtigkeit
p' substituirt; ist g die mittlere Dichtigkeit der Erde, so ergibt
sich bei übrigens unveränderter Bedeutung der Buchstaben

-'^-e-^(-l^)

Aus der beobachteten Differenz fand sich demnach p ; p 1=
0.06229, und wenn für p gesetzt wird 5.69, wurde p' = 0,354.
— Bei Aufstellung einer Bleikugel von 5775.2 kgr unter die
eine der unteren Schalen ergab sich die Gewichtszunahme
des Quecksilberkolbens bei der Versetzung von oben nach
unten zu 32.275 mgr X^. Die Bleikugel erzeugte also eine
Gewichtszunahme von 32.275 — 31. 686 = o.589mgrXf.

Ueber die Berechnung der mittleren Dichtigkeit der
Erde aus der gefundenen Zahl möchte Referent sich folgende
Bemerkungen erlauben. Wenn G die Gravi tationsconst ante,
d. h. die Beschleunigung ist, welche die Masseneinheit auf
die Masseneinheit in der Einheit der Entfernung ausübt, so
übt eine homogene Kugel von der Masse M (bei Jolly
5775.2 kgr) im Abstände a (bei Jolly 0,5686 m) von ihrem
Mittelpunkte eine beschleunigende Kraft aus

Bei den Messungen mit der Drehwage ergibt sich k aus
Längenmessungen, Schwingungsdauem und Massen di^^^^ ^^
absolutem Masse, und damit ist auch G unmittelbar ijeVannt.

leren Dichtigkeit der Erde sein. Die Bestimmung der Gra-
vitatjonsconstante G aber bleibt bei experimenteller Ermitte-
lung des Werthes von g für den Beobachtungsort von jener
Unsicherheit unberührt. Principiell würde daher das sicherste
Verfahren zur Berechnung der mittleren Dichtigkeit q der
Erde das folgende sein. Nachdem G in der angegebenen
Weise bestimmt ist, ist mit seinem Werthe einzugehen in
den theoretischen Ausdruck für die Schwere g in der Meeres-
höhe als Function der geographischen Breite qp:

g:=z Gq— nR i+a — — (a — b) cos* (p

3 L 2

wo R der polare Halbmesser der Erde, a das Verhältniss von
Centrifugalkraft und Schwere am Aequator, s die Abplattung
ist. In diesem Ausdrucke für g ist q die einzige Unbekannte ;
sie ist zu berechnen durch Vergleichung mit dem rein em-
pirischen Ausdruck für g als Function von (p, welcher sich
allen sorgfaltigen Pendelmessungen an verschiedenen Orten
am besten anschliesst. (Die Bestimmung dieses Ausdrucks
siehe bei Helmert, Theorien d. höheren Geodäsie, II. S. 241.)
Eine solche Berechnungsweise der mittleren Dichtigkeit der
Erde würde frei sein von dem Einflüsse localer Unregel-
mässigkeiten in der Massenvertheilung im Erdinneren.

Der von Jolly berechnete Werth der mittleren Dichtig-
keit der Erde ist

5.692 + 0.068.

Während Ph. von Jolly mit der Anstellung der Vorver-
suche beschäftigt war, übergab J. H. Poynting die Resul-
tate seiner Messungen am 21. Juni 1878 der Royal Society of
London. Diese wurden in einem Keller des chemischen
Laboratoriums von Owens College zu Manchester angestellt.
Die Methode ist die folgende. Von einer gewöhnlichen Wage
ist eine Schale weggenommen, und an ihrer Stelle an dem
einen Gehänge eine vergoldete Bleikugel von 452.92 gr mit
einem Drahte befestigt. Nachdem dieselbe genau aequilibrirt
ist durch Gewichte auf der Schale der anderen Seite, führt
Poynting, ohne dass die Wage arretirt wird, eine Bleikugel
von 154220.6 gr bis dicht unter die hängende Kugel und
misst die Ablenkung, welche die Wage infolge der Attraction
der beiden Bleikugeln auf einander erfährt. Die grosse Blei-
kugel ruht auf einem Holzgestell, welches durch Räder auf
Schienen beweglich ist; für gewöhnlich befindet sie sich etwa
2 Meter seitlich der Wage. Die Ablenkung der letzteren er-
gibt nicht direct die Gravitation der beiden Bleikugeln auf
einander, wenn die grosse sich unterhalb der Wage befindet ;
sondern es muss eine Correction angebracht werden i) wegen

hungsmoment der Schwere für das Pendel berechnen, wodurch
seine Empfindlichkeit oder der Werth einer Ablenkung
ausgedrückt durch eine Gewichtsgrösse bestimmt ist bis auf
den in ihr enthaltenen Factor g. Dadurch, dass Wilsing die
Empfindlichkeit seines Pendels aus solchen Schwingungsbeob-
achtungen berechnete, eliminirte er gleichzeitig die Wirkung
des Auftriebes der Luft, welche sich in gleicher Weise bei
den Schwingungsbeobachtungen wie bei den Ablenkungen
geltend macht.

Zweitens ist zu ermitteln das Drehungsmoment der
Attraction, welche die Eis ency linder in ihren beiden Stel-
lungen auf das Pendel ausüben. Dasselbe muss bis auf die
unbekannte Gravitation sconstante G aus den Massen und
Dimensionen berechnet werden. Hierbei kommt vornehmlich
die Anziehung auf die Pendelkugeln in Betracht; ausserdem
abür auch untergeordnet die Anziehung auf die Pendelstange.
Beide dürfen nicht wie die Schwere im Bereiche der Bewe-
gung als constant betrachtet werden. Wilsing berechnet da-
her zuerst das Dre hungsmoment für eine bestimmte Mittel-
lage des Pendels, dann erst die Aenderung bei der Bewe-
gung desselben. DafT Drehungsmoment für die .Anziehung
der Kugeln erhält einen einfachen geschlossenen Ausdruck.
Um das Moment für die Pendelstange zu berechnen, geht
Wilsing aus von dem Potential eines der Cylinder auf einen
Punkt in der Verlängerung seiner Axe. Nachdem dieses als
Function des Abstandes in einer nach positiven und negativen
Potenzen desselben fortschreitenden Reihe entwickelt ist, er-
gibt sich das Potential auf einen beliebigen Punkt als eine
eben solche Reihe, deren Coefficienten Kugelfunctionen ent-
halten. Daraus findet man dann das Drehungsmoment für
einen Massenpunkt in beliebigem Abstand von der Schneide
des Pendels; das Moment für die ganze Pendelstange wird
durch Integration gewonnen, indem an ihre Stelle eine ebene,
zur Pendelaxe symmetrische Massenvertheilung substituirt wer-
den kann in demjenigen Längsschnitt, welcher durch die
Cylinder- und Pendelaxe bestimmt ist. Hierzu sind noch
Correctionen hinzuzufügen für Schrauben und andere kleine
am Pendel befindliche Massen, sowie auch für diejenigen
Theile der Führung der Eisencylinder, welche an deren Be-
wegung theilnehmen. — Aus dem so berechneten Drehungs-
momente für eine Normalstellung des Pendels ergibt sich die
Aenderung des Momentes bei der Bewegung durch Differen-
tiation, wobei statt der Drehung des Pendels eine lineare
Verschiebung angenommen werden darf.

Die zu der angegebenen Berechnung des Momentes
der Pendelstange erforderlichen Massen- und LängeTi^^*^^*"*"

auch für die Schwingungen der Torsionswage gefunden liabcn,
— Die wegen der Abnahme der Amplituden corrigirte Ruhe-
lage zeigte im allgemeinen eine fortschreitende Uewegung,
welche die Beobachtungen nicht störte, wenn sie nur als
gleichförmig betrachtet werden konnte. Wenn nun auch die
Bewegung des Pendels selbst bei einer Schwingungsdaucr von
3 bis 4 Minuten noch von vollkommener Regelmässigkcit
war, so machen sich doch äussere Störungen in der Bewe-
gung der Gleichgewichtslage bei grossen Schwingungsdauern
stärker geltend, als bei kleinen ; und es war daher eine mitt-
lere Empfindlichkeit entsprechend einer Schwingungsdauer
von I bis 3 Minuten für die Anstellung der Beobachtungen
am geeignetsten, weil bei hinreichender Grösse der Ablen-
kungen Jiussere Störungen sich noch nicht zu sehr geltend
machten.

Ein besonderer Abschnitt der l'ublication, S. 59 — 67,
enthält die Bestimmung der Constanten.

Nachdem in der angegebenen Weise die Empfindlichkeit
des Pendels, das Drehungsmoment der von den Cylindern
ausgeübten Attraction, und die AbJenkungen des Pendels
für die beiden Stetlimgen der Cylinder bestimmt sind, ergibt
sich daraus, dass in den Ruhelagen des Pendels das Drehungs-
moment der Schwere demjenigen der Attraction entgegenge-
setzt gleich sein muss, eine Gleichung, in welcher nur noch
die Schwere g und die Gravitationsconstante G unbekannt
sind, wie bei den Bestimmungen mit der gewöhnlichen Wage.
Um zur mittleren Diclitigkeit der Erde überzugehen,
nimmt Wilsing denselben vollständigen Ausdruck für g am
ßeobachtungsorte, wie ihn auch Poynting benutzt. Aus 37 Be-
obachtungsreihen, Ablenkungen und Schwingungen, mit den
Kugeln am Pendel, ergab sich die mittlere Diclitigkeit der
Erde ./,= 5.651 +0.017, und aus 31 solchen Reihen ohne
die Kugeln i/, = 5.731 J.: 0,020, Der Unterschied ist durch
die Unsicherheit in der Gewichtsbestimmung der Pendelstange
verursacht und lässt sich auch seiner Grösse nach vollkommen
durch diese erklären. Diese Unsicherheit wird in der auf '
Seile 30 dieses Referats angegebenen Weise eliminirt, und es
ergibt sich dann das Resultat

Trotz der geringeren Anzahl von Beobachtungen ist der
wahrscheinliche Fehler kleiner als bei Jolly. Die Reductions-
grössen (Empfindlichkeit) für die einzelnen Beobachtungslage,
sowie <las Beobachtungsjournal sind am .Schlüsse der Arbeit
vollständig mttgetheilt.

Kürzlich hat Wils'ing seine Versuche mit erhj'^^jvcn S.t\\MV(.-

Fundamental Sternen die Bradley'schen Rectascensionen hier
lim + O^ojö grösser sein sollen, als nach Bessel's Rechnung,
Ref. findet dies auch durch directe Vergleichung mit New-
comb (Wash. Obs. 1870, App. III) bestätigt. Die daselbst
S. 55 ff. gegebenen Sternephemeriden ergeben Newcomb — Au-
wers 1755 — —050634, "t^"^ ™'t Ausschluss des in Pulkowa
nicht benutzbaren u Piscis austrini — o^oöö.S, während nach
S. 45 Newcomb — Bessel 1755 =— o?oio ist. Der wirkliche Un-
terschied der Cataloge, Auwers — Bessel, ist aber nach Auwers
Bandlll, S. 57 durch 2574 zu Greenwich südlich vom Zenith
culminirende Sterne = -l-o''59 gefunden, und nördlich vom
Zenith sind die Unterschiede noch etwas kleiner*. Hiemach
wäre die Reduction des Newcomb'schcn Systems auf L. Stru-
ve's Grundlage für 1755, wenn man nicht die thatsächlich
von ihm benutzten Sterne einzeln untersuchen will, genähert
= +ol''74 zu setzen.

Die Pulkowacr Rectascensionen sind differentiell gegen
das Mittel der beiden Pulkowaer Hauptcataloge, 1845 und
1865, berechnet, deren Reductionen auf Newcomb nach Nyr^n
(des Aequinoctium für 1865.0, S. 31) -f-o^oig und — o?036, im
Mittel also für 1855 — of'13 betragen. Die hundertjährigen
Bewegungen der Sterne in' JR müssen also in dem System
der vorliegenden Abhandlung sich durchschnittlich um — of'6i
anders ergeben, als in Newcomb's System, auf welches sich
u. a. die Praecessionswerthe V.J.S. 13, S. Jio und 17, S. 254
beziehen. Es würde also auf das neue System bezogen die
allgemeine Praecession für 1800 nach O.Struve 5o"2 26 werden,
und etwa dasselbe folgt auch aus den Untersuchungen des
Verfassers S. 21, die unter etwas anderen Voraussetzungen
geführt sind.

Der wesentliclie Inhalt der Abhandlung lässt sich zweck-
mässig in vier, in der Redaction allerdings vielfach in ein-
ander übergreifende und deshalb nicht getrennte Theile zer-
legen, zu denen noch ein kleiner Anhang kommt, nämlich

1. Ableitung der Unterschiede Pulkowa — Bradley nach Re-
duction beider Cataloge auf einander mit den Constan-
ten der Pulkowaer Tafeln.

2. Ermittelung der Abstände von der Erde für die Stem-
grössen 7" und 8™ in W, Struve's Art; für die 6 hellsten

* Der Uoterschied i«t aber durchweg auch nach der R stark
veränderlich; die Reductioo ^rr^ beträgt (ebenda 8.56) in den exWe- \

men Fällen \

bei sb6 -fo."64 bei 9^2 — o.'Si \

14.4 -i-D.97 33.8 -0.81 \

VietttlJBhtttehr. d. Aslronom. Gewll.chafi, 14. 3 \

Steme nur in so weit, als für die helleren der motus pecu-
liaris durchschnitClich grösser, das anzusetzende Gewicht also
kleiner ist, als für die schwächeren. Die in dieser Beziehung
(S, lo) gemachten Annahmen sind aber, wie es Itaum anders
möglich ist, von grossen Willkürlichkeiten nicht frei*, und
die Genauigkeit des Täfekhens S, il für die den Grössen
i'" bis 8™ zukommenden Gewichte (o,02i bis 2.794, das Ge-
wicht für 6™ ^= I gesetzt) eine sehr beschränkte. Immerhin
ist aber her\'orzu heben, dass von da ab bei den einzelnen
Sternen jede Willkür vermieden ist.

Die ad 3. angewandten Formeln haben in den von der
Sonnenbewegung abhängigen Gliedern durchweg die Entfer-
nungen p der Sterne als Divisor. Zur Abschätzung dieser
Entfernungen dürfte zur Zeit die von Gyld^n (V.J.S. 12,
S. 299) angenommene Hypothese, welche bekanntlich gleich-
zeitig die Helligkeiten und die Grösse der Eigenbewegung
beriicksichligt, das beste Mittel bieten. Allein der Verf. findet
die Rechnungen, auf die sie führt, viel zu umfangreich für
die praktische Durchführung. Deshalb geht er auf die bekann-
ten Struve'schen Distanzen zurück, die auf zwei Hypothesen
beruhen, nämlich, dass den Sternen einer jeden Grössenklasse
durchschnittlich gleiche 9 zukommen, und dass zwischen der
scheinbaren Stemdichtigkeit und diesen q ein directer Zu-
sammenhang existirt. Die letztere Hypothese wäre vermeid-
bar, wenn man die verfügbaren Gleichungen für jede Grös-
senklasse gesondert auflösen wollte. Man erhielte dann für

jede SterngTösse die Werthe -— (.7= lineare Bewegung der

Sonne) einzeln, und am Schluss der Rechnung die Verhält-
nisszahlen der Q. Allein bei Verwerthung der helleren und
hellsten Sterne für die vorliegende Aufgabe ist die Zahl der
verfügbaren Sterne hierfür viel zu klein, und so ist auch der
Verf. gezwungen, Sterne aller Grössenklassen von Anfang an
in Mittel zu vereinigen, d. h. die Zahlen seiner Bedingungs-
gleichungen von vorn herein von den für die p angenom-
menen Verhältnisszahlcn in Abhängigkeit zu bringen.

Den Grundlagen der angenommenen Stemgrössen ent-
sprechend, konnten, wie schon bemerkt, die von VV. Struve
(mit Rücksicht auf die mit der galaktischen Breite veränder-

* Auch müsste wohl in der Formel S. 10, welche das Quadrat
des augewandlen motus proprium aus denen des Einflusses dei Beob-
achlungs fehler, des motus peculiaiis und des motus parallaclicus zusam-
mensetzt, das letztere mit sin'^ multiplicirt werden (jf = Abstand vom
Apex des Sonnensystems). Der Mittelwerth von sin'y wird *^is' ""■
gelnlir 0.66 sein.

[

sind, glaube aber, da Seeliger so verfahren ist, das erstere
annehmen zu müssen. Um die Arbeit zu erleichtern und
zugleich schon hier die Unregelmässigkeiten des motus pe-
culiaris möglichst zu verringern, zieht der Verf. die Sterne
in Gruppen zusammen, deren Flächen durch Declinations~
und Parallel kreise so begrenzt sind, dass alle gleiche Ausdeh-
nung in Declination (13°) und dabei möglichst gleichen (nach
dem Pole zu schwach abnehmenden) Flächeninhalt besitzen.
So entstehen zwischen den Grenzen —15° und +75" — die
wenigen südlicheren Sterne sind zur ersten Zone gerechnet
— ^ in 6 Zonen 116 Trapeze, nämlich 24+24+23 + 20+15
+ 10, wozu noch die in 4 i4i-Gruppen gebrachte polare Ca-
lotte kommt. Nur in der letztgenannten war es nöthig, die
Sterne einzeln zu berechnen und die erhaltenen Gleichungen
dann erst, mit Rücksicht auf die von den Grössen abhängi'
gen Gewichte, in die vier Gruppen- Mittel zu vereinigen. Für
die südlicheren Gruppen durfte ein leicht sich darbietendes
summarisches Verfahren befolgt werden. Die Gewichte der
so entstehenden 240 Gleichungen, izo für jede Coordinate,
sind überdies von der Zahl der jeweils concurrirenden Sterne
abhängig und zuletzt durch Multiplication mit einer Constan-
ten durch schnitt lieh ^ i gemacht. Diese Gleichungen sind
S. 12 — 18 vollständig gegeben, die beigefügte Fehler-Columne
0 — C bezieht sich aber nicht auf diese, sondern auf die
später folgende zweite Lösung.

Wir nennen mit dem Verf. ^m und /in die Verbes-
serungen der Praecession SCO n stauten m und n, jedj vermehrt
um die zugehörige Rotationscomponente (VJ.S. 17, S. 257
/ bez. g genannt), u das dortige /i— sin i sin ß d/, A" i" Z"
die Componenten der (relativen) Sonnenbewegung, gesehen
aus der Entfernung der Sterne 6™; die 240 Gleichungen er-
geben dann:

M. Dccl.

./«.' = — 3.-7J5 xoriej

.In' + 1.368 1.II9 — i.'ogo t:0."3S5

U —0.037 '-012 -1-0.408 0.393

JC —0.439 O-450 -1-0. 206 0.672

y —4.386 0.437 — 3-284 0.743

Z' +2.033- o.ioz

Die angegebenen Fehler sind hier wie später stets mitt-
lere, die Zeiteinheit das Jahrhundert. Abgesehen davon,
dass u an sich sehr klein ist, während es nach der Lage
der sichtbaren Mi Ich Strasse die gross te der Componenten
sein sollte (im Mittel folgt d/ =— o''4i3 +o."424), sind auch
die aus beiden Coordinaten abgeleiteten Werthe oft vfidet-
sprechend, und überdies meist mit mittleren Fehlern toe\iaftet,

.19

ncr, als die Unlcrsuchungen, ausser der von Njrtn, bisher
ergeben haben. Es ist sthon eingangs dieser Anzeige be-
merkt, dass sich ein grosser Theil der Abweichung dieses
Werthes von dem unserer Sternephemeriden durch die Ab-
hängigkeit der Bestimmung von /i erklärt; auch ist nicht zu
übersehen, dass der mittlere Fehler der Constante bei O.
Struve allein schon ±^o''oi\2 beträgt.

Der Werth von ^--rj wird übrigens fast unabhängig

von der Sonnenbewegung gefunden. Der Verf. setzt näm-
lich noch letztere =:o und findet dann den Werth — ^''350
+o''440 aus den Reclascensionen, —3^024 zho''950 aus den
Declinationen, im Mittel nur +o"3QI von dem definitiven
Werthe verschieden. In den Gleichungen S. 12 ff. ist aber
die Soonenbewegung so deutlich zu erkennen, dass die zu-
letzt gefundenen Zahlen nur als ein Versuch gelten können.
Um nicht zu weitläufig zu werden führt Ref. für die
Coordinaten des Apex und die Geschwindigkeit des Sonnen-
systems nur die Endresultate nach S, 24 an, und kann auch
die sich daran anschliessende, zum Theil sehr interessante
Discussion der a. a. 0. zusammengestellten älteren IJestim-
mungen nur kurz berühren :

^ = 273=21' +4° 16' —SS'.ii.' -|-i9-'9v
Z> = -|-37i9 i 43 —2:21' -6g9'.:iv
y = 4."364Z o.''J539 — o."oioo 1 — o."2463 v

Ais Ort des Apex, „welcher von dem wahren wohl
nicht weit entfernt sein dürfte", nimmt der Verf. schliesslich
im Mittel aus allen bisherigen Untersuchungen, mit Ausschluss
derer von W, Herschel, Gauss und der neben der späteren
von Dunkln nicht als unabhängig zu betrachtenden von Airy an ;

.J^266?7 /J= + 3i?0 (.\eq. 1800);

für die Geschwindigkeit aber findet er nur die Bestimmungen
von O. Struve {4''3i) und von Dunkln (5''22) mit seiner eige-
nea combinirbar und nimmt

? = 4''63-

Seine eigenen Werlhe hat der Verf. übrigens noch direct
in die 240 Bedingungsgleichungen eingesetzt; er findet die
Summe der Fehlerquadrate [pvv] für JR vor der Ausgleichung
2371,72, nach derselben 702.24; für Decl. ebenso II51.42
und 47'j.74, und schliesst daraus mit Recht, dass in den für
die einzelnen Trapeze gebildeten Norraalzahlen der grössere
Theil des motus peculiaris sich ausgeglichen hat.

Nachdem jetzt durch zwei umfangreiche Untersuchungen,
die von Holte und von L. Struve, der Werth von dl in den
VJ.S, 17,5.256 aufgestellten Gleichungen nahezu g\eich twiW

gefunden worden ist, wittl man zur Zeit nicht mehr sonder-
lich geneigt sein diese Gleichungen als Rechnungsgrundlage
zu verwenden*, wenn nicht aus dem gegen den Schluss die-
ser-Anzeige angeführfen Grunde. Höchstens könnte bei sehr
starker Vermehrung unseres Materials an gut bestimmten
schwächeren Sternen der Versuch einer neue« Bestimmung
von d/ lohiiend erscheinen. Indessen bemerkt schon der
Verf. S. 19 selbst, dass die Sterne der eigentlichen Milch-
strasse recht wohl eine gemeinsame Rotation besitzen können,
welche sich in der Gesammtheit aller Sterne (Ref. würde hier
lieber sagen in der Minderzahl, die nicht zur Milchstrasse
gehört, und zu der insbesondere die Hauptmasse der Brad-
lej'schen Sterne zu zählen sein wird) nicht ausspricht. Es
würde indessen hier viel zu weit führen die mancherlei sieh
darbietenden Betrachtungen zu verfolgen; liegt doch streng
genommen schon in dem Ausdruck Milchstrassensjstem eine
besondere Vorstellung von der Art der Gruppirung der Mas-
sen im Welträume, die nicht noth wendig richtig zu sein
braucht; nämlich dass diese Gruppirung eine inselartigc mit
sehr grossen Zwischenräumen von Insel zu Insel sei.

In dem vorigen Abschnitt ist die Constante der Luni-
solarpraecession als Function von fi, r und der Planeten-
praecession entwickelt worden. Die beiden ersten Grössen
werden hier nicht weiter untersucht, dagegen süid seil der
Aufstellung der angewandten Struve- Peters 's eben Constanteu
(Numerus constans nutationis, p. 76) die Massen der meisten
Planeten viel besser bekannt geworden, so dass die Ablei-
tung neuer Werthe derjenigen hierher gehörigen Grössen
lohnend erschien, die sich theoretisch aus den Massen be-
rechnen lassen. Zwar ist dies schon mehrfach geschehen

• Der Verf. erklärt (S. i) die a. a. O. eingeführte Hypothese
ichon an sich für sehr gewagt und stellt ihr eine andere cegenübec,
nach der sich alle Sterne in Bahnea hewegen. die sämmtlich den in
ilcr Ebene der Milehstrasse gelegenen Schwerjiunkt des Fiüstemsysienis
gemeinsam haben. Er scheint aber dabei zu übersehen, erstens dass
wohl niemand den Begriff der „Rotalion" so worüich aufgefasst hat,
als ob die Gnindform der Bewegung der Parallelkreis sei; und itwei-
tens, dass seine Hypothese matiicmaliseh mit der andern im wesent-
lichen identisch ist. Denn macht man in der zweiten Hypothese die
unvermeidliche weitere Annahme, dass für jede Bahnneigung / alle
Knolenlaogen gleich wahrscheinlich sind, und nennt die Bahnbewegung
d«, so tri« cos/d« an Stelle von äl, und alles Andere bleibt uovci-
ändert. Es wäre übrigens sogar möglich, dass man dl fast verschwin-
dend finde, wenn auch die Neigungen im allgemeinen klein sind ; näm-
lich wenn die Bahnhewegungen beiläufig zur Hälfte ixtrograd wären.
Aber freilich ist eine solche Anordnung kaum denkbar.

(s. z. B. den Anhang zum Berliner Jahrbuch für 1869}, und der
Verf. würde sehr nahe dasselbe erreicht haben, wenn er
sich der Hanseii'schen Zahlen (a, a, O. S. LXIX) bedient
hätte. Indessen schmälert dies den selbständigen VVerth der
neuen Ableitung keineswegs. Der Verf. hat sich zur letzte-
ren der Formeln und Vcrbesseningscoefficienten von Lever*
rier {Annales de l'Observatoire de Paris, Vol. II, Chap. IX)
bedient, unter den folgenden Annahmen für die Reciproken
der Planetenmassen:

Mercur 40(xxx)0 (ziemlich willkürlich)

Venus 412150 (nach Leverrier)

Erde 328129 (nach Backlund)

Mars 3093500 (nach Hall)

Jupiter 1047.568 (nach Bessel und Schur)

Saturn 3501.6 (nach Bessel)

Uranus 24000 (nach Leverrier)

Neptun 19700 (nach Newcomb)

und findet damit, in bekannter Bezeichnung, für die Zeit
1800+/ (nämlich zunächst mit Leverrier für 1850, und so-
dann nach Hansen's Formeln auf 1800 reducirt; Betrag der
Keduction +o"oo368 / und +o''oooio/)

lg n sin n ■= -\- o."o58o6 1 + o."ooo02002 ('
tg TT cos n ^ — 0.46631 / -|- 0.00000566 ('

Den grüssten Einfluss auf diese VVerthe hat die Venus-
masse; eine Verminderung derselben auf 1 1425000 z. B. würde
die Coeflicienten von / in +o''o5623 und — o''4573i ver-
wandeln, doch erfordern die Beobachtungen über die Schiefe
der Ekliptik* die grösseren Zahlen. Auch die Unsicherheit
der Mercursmasse vermindert die Sicherheit des Resultats;
mit I : 7000000 würden sich die Coefficienten von / um
— o''oo269 und -l-o''o0225 ändern. Im ganzen wird man
aber den Ergebnissen der Rechnung des Verfassers grösseres
Vertrauen schenken dürfen, als denen von Peters, Leverrier,
u. s. w., und es ist deshalb von Interesse, seine Zahlen nach
S. 30 hier zusammenzustellen, wenn es auch nicht gerade
wünschenswerth erscheint, die von ihm daraus berechnete
Tafel der Praecessionsconstanten alsbald in die Stemephe-
meriden einzuführen. Die Bezeichnungen, von denen des
Verfassers etwas abweichend, sind allgemein bekannt:

* Eine neue Berechnung des Verfassers, bei der aucli die von
Auwers aus dea Beobachtungen von Br.idley abgeMtetc Schiefe be-
nutzt ist, gibt als Resultat der Beobachtungen

t = 23° 27' 54."89- O-VSSS ('- '800).

4,?

J. L. E. Dreyer, Ph. D., A New General Catalogue of

Nebulae and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late
Sir John F. W. Herschel, Bart., rcvised, corrected und onlarged.
Memoirs of the R. A. S. Vol.XLIX, Parti. London 1888. 237 P- 4°-
Der von J. Herschel im Jahre 1864 herausgegebene Ge-
neralcatalog (G.C.) der Nebel und Sternhaufen ist seit län-
gerer Zeit vergriffen und auch theilweise veraltet; letzteres
deshalb, weil in den seither verflossenen 25 Jahren einerseits
unsere Kenntniss der Nebelwelt durch zahlreiche Neuent-
deckungen eine bedeutende Erweiterung erfahren hat, ande-
rerseits die Zuverlässigkeit und Genauigkeit vieler Positionen
durch die Bemühungen mehrerer Beobachter eine wesentlich
höhere geworden ist. Nahezu 3000 Objecte sind zu den
5079 des Herschel 'sehen Werkes im Laufe dieser Zeit hinzu-
getreten und fanden sich in kleineren Listen in verschiede-
nen Zeitschriften ztisammengestellt; ein Umstand, der ihren
Gebrauch bedeutend erschwerte und den Beobachter in vielen
Fällen über die Neuheit einer AulHndung im Zweifel liess.
Wies schon dies auf die Not h wendigkeit eines neuen Nebel-
verzeichnisses hin, so tritt hierzu noch die Thatsache, dass
erst nach dem Erscheinen des G.C. jene grossen Arbeiten zur
Publication gelangten, welche an Stelle der rohen Positionen,
wie sie die Instrumente der beiden Herschel liefern konnten,
genauere Messungen setzten, in erster Linie das grosse Werk
von d'Arrest, sodann Schönfeld's, Schultz's u. A. Reihen.
Diese Arbeiten haben die Listen der „Corrigcnda" zu Her-
schel's Catalog allmühlich derartig anschwellen lassen, dass
der Gebrauch dieses viele Juhre hindurch so bewiihrten Füh-
rers in der Nebelwelt etwas unbequem wurde, abgesehen
davon, dass der Werth eines Werkes von dem Charakter des
(;.C. doch auch mit darin besteht, ein möglichst vollständiges
Repertorium <.ler vorhandenen Beobachtungen zu bieten. Die
mithin höchst zeitgemässe Bearbeitung eines neuen General-
cataloges liegt nun, von Herrn Dr. Dreyer auf Veranlassung
der Royal Astronomical Society ausgeführt, im obigen Bande
den Astronomen vor und wird als werthvoUes Hülfsmittel so-
wohl am Fernrohr als bei Arbeiten über die Nebel überhaupt
geschätzt werden, in gesteigertem Masse den Nutzen ver-
breitend, den der ältere Catalog in so hervorragender Weise
dem Studium der Nebei gebracht hat.

Die Vorarbeiten, die der Verf. gemacht hat, gehen bis
ins Jahr 1876 zurück und hatten auch bereits eine wohlbe-
kannte Publication, die mit dem Gencralcatalog im Zusam-
menhange steht, zur Folge gehabt, nämlich ein Supplement
zu demselben, das alle bis 1878 neu entdeckten Hebe\ und
ausserdem eine Liste von Correctionen zum He^sc'^^^'^'^^^^

dem G.C. übernommen worden, ausserdem ist eine Columne
für die Nummer des G.C, hinzugefügt; in der Rubrik „Other
Observers" sind die Entdecker der nicht in Herschel 'sehen
Catalogen stehenden Objecte angegeben (die Einleitung ent-
hält ein werthvolles Verzeichniss sammtlicher hierauf bezüg-
lichen Publicationen), Beobachter Herschel 'seh er Objecte aber
nur dann, wenn ihre Resultate zu Correctionen des G.C. An-
lass gaben. Ref. würde es für werthvoll und auch für sehr
gut durchführbar gehalten haben, wenn die Nachweise anderer
vorhandener Beobachtungen, namentlich der mikrometrischen
von Schönfeld, Schultz, d' Arrest u. A, vollständig gegeben
worden wären; es wäre dadurch hauptsächlich ein guter
Ueberblick über das, was bereits geleistet, und das, was noch
zu leisten ist, erlangt worden, was bei einem derartigen
Catalog, der häufig als Grundlage von .\rbeits listen und als
Nachschlagewerk wird benutzt werden, gewiss von Nutzen
ist. Dagegen hält Ref. die Angabe von Beobachtern vor
Messier, wie Hipparchus, Süfi, Cysat u. A, für überflüssig;
für historische Studien auf diesem Gebiete wird der Forscher
von vornherein nach anderen Werken greifen, nämlich zu jenen,
denen auch der Verf. seine Angaben verdankt.

Den Schluss des Bandes bilden eine Anzahl von Noten,
zum Thei) aus dem G.C. übernommen, und ein bis auf die
neueste Zeit ergänztes Verzeichniss der publicirten Original-
abbildungen von Nebeln und Sternhaufen.

Ref wollte die Gelegenheit, mit dem N.G.C. eingehend
bekannt zu werden, nicht vorübergehen lassen, ohne ihn für
eine Untersuchung über die Vertbeilung der Nebel und
Sternhaufen am Himmel nutzbar zu machen, lieber
diese gewiss interessante Frage herrschen noch ziemlich vage
Vorstellungen, und es erschien von vornherein nicht aussichts-
los, zu einigen prägnanten Resultaten zu gelangen. Die wich-
tigen Folgerungen, die Herr Prof, Seeliger aus den Abzah-
lungen der beiden Bonner Durchmusterungen für den Fb:-
sternhimmel hat ziehen können (Sitzungsberichte der k. baye-
rischen Akad, der Wissenschaften 1884 und 1886), forderten
dazu auf, eine ähnliche statistische Untersuchung auf Grund
des N.G.C, dieser Durchmusterung der Nebeiwelt, durchzu-
führen. Es hat zwar bereits John Herschel über denselben
Gegenstand eine kleine Abhandlung veröffentlicht (Cape Ob-
servations, pag. 133) und ist darin zu Folgerungen geführt
worden, die nicht eben eine Wiederholung der mühsamen
Arbeit veranlassen würden; aber einerseits det Urostajvd,
tlass der N.G.C. fast die doppelte Anzahl von Ob\ec^®^ *^^*

des gewonneneo Zahlenmaterials vorzunehmen; ich begnüge
mich mit der Anführung der Resultate, welche man auf den
ersten Blick erkennt, wenn man den Verlauf der Miichstrasse,
welche in den Tabellen durch eine gebrochene Linie ange-
deutet ist, verfolgt.

1. Die schwachen Nebel vermeiden die Milchstrasse;
die grossten Anhäufungen derselben finden in der Nähe der
Pole der Milchstrasse statt; von diesen Polen aus nimmt die
Zahl der Nebel um so mehr ab, je näher man der Miich-
strasse kommt. Ausserdem finden sich hiervon unabhängige
Anhäufungen am südlichen Himmel in den Capwolken, und
am nördlichen im Sternbild der Andromeda.

2. Die hellen Nebel zeigen genau dasselbe Verhalten,
wie die schwachen, womit erwiesen ist, dass nicht die all-
gemeine Helligkeit der Milchstrasse allein der Grund für die
charakterisirte Vertheilung ist.

3. Die planetarischen Nebel liegen mit ganz wenigen
Ausnahmen in und in der Nähe der Milchstrasse.

4. Die Sternhaufen liegen, vereinzelte Objecto und die
Gegend der beiden Capwolken ausgenommen, sämmtlich in
der Milchstrasse oder in der Nähe derselben.

J. Bauschinger.

Bruno Peter, Monographie der Sternhaufen G.C. 4460

und G.C. 1440, sowie einer SlcrnEruppe bei o Piscium. Mit iwci

Tafeln und iwei Holischnitten. (De* XV. Bandes der Abh. der

malh, -physischen Classe der k. Sachs. Gesellsch. der Wissensch.

Nr. I.) Leipzig 1889. 92 S. S°.

Vorliegende Monographien sind in gewisser Hinsicht

als Fortsetzung von Vogel's und Kocb's Beobachtungen zu

betrachten, von welchen jene in den „Publikationen der k,

Universitäts-Sternwarte zu Leipzig, Heft 1", und diese in einer

Dissertation „Mikrometrische Vermessung des Sternhaufens

Herschel 1712" veröffentlicht sind. Alle drei Arbeiten hatten

nämhch zur Aufgabe, die teleskopischen Sternhaufen, welche

in der Leipziger Zone vorkommen, auszumessen.

Die Beobachtungen des Verfassers sind mit grosser Um-
sicht an dem zwölffüssigen Aequatoreal der Leipziger Stern-
warte ausgeführt worden. In § i — 6 beschäftigt sich der
Verf. mit der Untersuchung des Mikrometers. Der Mikro-
melerapparat ist zwar im wesentlichen derselbe, weichet von
Vogel und von Koch angewandt worden ist ; infolge kleinerer
Reparaturen hat der Verf. indessen das Mikronjeiet emw
neuen Untersuchung unterworfen, welche sich dantv ^^emea-
wegs als überflüssig erwies.

nissmässig starken Zusammenpressung unterworfen gewesen
waren, sondeni hierzu unter Umständen erst einer bestimmten
Zeit bedurften. Für <kc hier in Betracht kommende Aus-
messung der Sternhaufen ist dieser Umstand übrigens von
geringerer Bedeutung als es scheint. Die ungleiche Wirkung
der Federn tritt nämlich nur dann störend auf, wenn die
Schraube durch eine grosse Strecke bewegt wird. Für den
vorliegenden Zweck ist dies aber fast nie der Fall gewesen.
Bei einer Fortbewegung der Schraube wie hier von nur lo
bis 1 5 Windungen kann man stets annehmen, dass unter
Anwendung der nöthigen Vorsicht die Federn zu Anfang
und zu Ende dieser Strecke vollkommen gleichmässig wirken.

Es ist a priori anzunehmen, dass beide Federn des
Mikrometers nicht absolut gleichartig und gleich stark sind.
Daraus ergibt sich des weiteren, dass bei losem Gange der
Schraube in der Mutter und etwas loser Führung des Schlit-
tens sich diese Verschi edenartig keit der Federn durch eine
Drehung der Fadenplatte bemerkbar machen muss, die um
so deutlicher hervortreten wird, je mehr die federnde Kraft
infolge Zusammenpressung in Action tritt. In der That zeigt
sich diese Erscheinung deutlich ausgeprägt, wenn natürlich
auch die Grössen, um welche es sich hier handelt, nur klein
bleiben.

Da die Details der Ausführung des Leipziger IVIikrome-
ters dem Referenten unbekannt sind, so ist dieser Bericht
über das Verhalten der Schraube und der Spiralen fast ge-
nau mit des Verfassers eigenen Worten hier wiedergegeben
worden.

Hinsichtlich der Drehung des Mikrometerschlittens wurde

durch eine besondere Untersuchung nachgewiesen, dass sich

die Fäden des Schlittens gegen die festen Fäden drehen

von 17' bis 31' — o.'5

•31-45 „n, o-o

-45-59 +0.8

•59-73 +'-0

Eine weitere Verfolgung dieses Gegenstandes ist hier
übrigens von geringerem Interesse, weil infolge der Anord-
nung der Beobachtungen auf diese Fehlerquellen bei den
Reductionen keine Rücksicht genommen zu werden braucht.
Sämmtliche Einstellungen auf den festen und auf den be-
weglichen Faden und die Bestimmungen der Coincidenz bei-
der sind nämlich immer am Kreuzungspunkte mit eitv^^ %^'
wissen festen Faden des zu den anderen rechtwinj^^^^geo ^^"
densystems vorgenommen worden. Dieselbe SteU^ ^^. wicNA.
bei den für die Ermittelung des periodischen unrt Ae* ^'~'^^

62.5 — >4

63.0 o

Ö3.5 + '4

77-0 +515

wo die angegebenen Correctionen in Zehntausendel der
Schraubenrevolution ausgedrückt sind.

Analog wird in § 4 die periodische Ungleichheit der
Schraube behandelt und für die Correction derselben die
Formel
y{a) = — orooo675 cos u — 0^001578 sin« +

+orooor8; cos zu — 0^000052 sin 2u
erhalten. Man sieht hieraus, dass der periodische Gang über-
haupt sehr klein ist, da derselbe im Maximum nur einen
Fehler von 0F0038 f=o''o5) in der Ausmessung einer ]>ecli-
nationsdifferenz einführen kann. Hiernach hält Verf. also
dafür, dass weitere Studien über diesen Gegenstand hier um
so mehr überflüssig sind, da bei den Messungen für Elimini-
rnng der fraglichen Fehler Sorge getragen ist.

§ 5 ist der Ermittelung des Winkelwerthes des Schrau-
benganges gewidmet.

Die Vorrichtungen zur Focusirung waren am Leipziger
Aequatoreale sehr unvollkommen, so dass der Verf. sich da-
mit begnügte, nach möglichst genauer Berichtigung des Focus
die gefundene Stellung eine längere Zeit unverändert beizu-
behalten. Es hat sich nun dabei zwar ergeben, dass eine
Aenderung der Temperatur überhaupt keinen merklichen Ein-
fluss auf die Focusirung ausübt ; da jedoch dessenun-
geachtet plötzlich eintretende Temperatur Veränderungen Fo-
cusfehler verursachen können, so hat der Verf., um die aus
solcher Ursache erfolgenden Parallaxen fehler unschädlich zu
machen, stets darauf geachtet, dass alle Messungen in der
Mitte des Sehfeldes ausgeführt wurden, was hier leicht zu
erreichen war.

Da Rohr und Fadenplatte beide aus Messing gefertigt
sind, so solRe der Einfluss der Temperatur auf den Winkel-
werth der Fadenintervalle bei unveränderter Focusstellung
fast unmerklich sein , wie in dieser Hinsicht ausgeführte
Messungen auch erwiesen haben. Hingegen muss, da die
Schraube von Stahl ist, der Fadenabstand in Schraubengängen
ausgedrückt mehr oder weniger von der Temperatur abhä,ngiK
sein. Der Einfluss der Wärme auf die Mutter und das Wider-
lager der Schraube kann sich endlich nur in einet A.ei\AeiuT\%

des Coincidenz-Punktes äussern, wie auch mehrfach wahrge-
nommen wurde.

Für Bestimmung des Winkelwerthes einer Schrauben-
revolution wurden theils die Abstände aller festen Fäden
vom mittleren in Schraubengängen, und theils die Abstände
jedes der drei Fäden auf der einen Seite des Mittelfadens
von jedem der drei Fäden auf der anderen Seite durch Be-
obachtung von Sterndurchgängen in Bogen ermittelt. Im
ganzen wurden dazu 23 Aequatorsterne angewandt, von jedem
derselben durchschnittlich 13 Durchgänge beobachtet, und
die Beobachtungen theils bei „Schraube rechts" theils bei
„Schraube links" ausgeführt. Die definitive Bestimmung der
Abhängigkeit des Bogenwerthes eines Schraubenganges von
der Temperatur wurde dadurch gewonnen, dass die Mes-
sungen bei sehr verschiedenen Temperaturen — zwischen
+ 22?5 R. und — 493R. — ausgeführt wurden. Als Resultat
dieser Untersuchung erfolgte

ir= 13^3627 — of'ooo 176 (/— 9?3 R.),
wo für die beiden Zahlen bez. folgende mittlere Fehler ge-
funden wurden

+ of'ooi03 und +0^0000508.

In Ermangelung einer Fugaluhr hat der Verf. sich auf
Bestimmung von Rectascensions- und Declinations-DifFerenzen
bei ruhendem Femrohr beschränken müssen, wobei die Diffe-
renzen in JR durchgängig registrirt wurden.

Der Nullpunkt des Positionskreises wurde mit Anwen-
dung von Aequatorsternen überhaupt so oft bestimmt, als
die Luftverhältnisse es gestatteten. Die Genauigkeit dieser
Bestimmung kann wohl höchstens auf 1' angeschlagen werden;
die Constanz des Nullpunktes war eine ganz befriedigende.
Da diese Bestimmungen immer in der Nähe des Meridians
gemacht wurden, so entsprechen also die erhaltenen Zahlen
der Lage des wahren Parallels; und da überdies die Beob-
achtungen meistens in kleinen Stundenwinkeln ausgeführt
wurden, und die Aufstellungsfehler des Instruments klein
waren, so konnte der Parallel für den ganzen Beobaohtungs-
abend unverändert beibehalten werden.

Die Ausmessungen der drei Sternhaufen, wobei immer
eine 192 fache Vergrosserung angewandt wurde, sind in der
Zeit August 1879 bis Februar 1882 ausgeführt worden. Für
die Beobachtungsabende sind in verschiedenen Tabellen mit-
getheilt: die Zahlen, welche die Lage des Parallels bestimmen,
die Faden-Coincidenzen, Temperatur und Barometer, und end-
lich Bemerkungen, welche sich hauptsächlich auf die Witte-
rungsverhältnisse beziehen. Die hellsten Sterne wurden in

Declinädun raeUt bei hellem Felde beobachtet; in Rectas-
cension dürfte, so weit die Helligkeit es erlaubte, Feld- und
Faden -Beleuchtung gleichmiissig angewandt worden sein.

Nach dem Beobachtungsplane sollte jeder Stern durch-
schnittlich an 6 bis 8 Abenden in Rectascension und an 4
bis 5 Abenden in Declirtation beobachtet werden, an welchem
Plane aber bei den schwächeren Sternen nicht streng festge-
halten werden konnte. Bei der Vereinigung der Beobach-
tungen des nämlichen Sternes zum Mittel wurde ganz auf
jede Gewichtsbestimmung verzichtet. Im Mittel wurden jeden
Abend 7 einzelne i4u und 4 oder ^ ^d beobachtet. Leitet
man aus sämmtlichen Beobachtungen, welche auf Anschlüssen
an mindestens 4 Abenden beruhen, den mittleren Feliler eines
Abends ab, so findet sich

für ^a ... ± 0?059
Jd . . . ±o"52
und als Durchschnittswerthe für die mittleren F'ehler in der de-
finitiven Bestimmung der Differential-Coordinaten ergaben sich
für Ja . . . +o!o22
J6 . . . ±o"23.

Von Seite 40 an folgen endlich in den §§ 7, 8, 9 die
Resultate der Beobachtungen von bez. G.C. 4460, G.C. 1440
und von der Sterngruppe hei o Piscium. Die hier in den
letzten Columnen der Tabellen angeführten Ja und Jd sind
für alle Instrumenten fehler corrigirt und auf das mittlere
Aequinoctium 1880.0 reducirt. In der nächst vorhergehenden
Columne sind aufgenommen: die Summen aller der ange-
brachten Reductionszahlen, in den Einheiten von O!ooi und
o''oi ausgedrückt. Die Tabellen über die Ja bestehen übri-
gens aus 5 Columnen, von welchen die drei ersten noch
nicht besprochenen der Reihe nach Datum der Beobachtung,
Stundenwinkel und Zahl der einzelnen Beobachtungen geben.
Die Tabellen über die Ji enthalten in 7 Columnen: Datum,
Stundenwinkel, Mittel aus den Ablesungen der Schraube, An-
gabe des angewandten beweglichen Declinations -Fadens (I,
U oder LII), Zahl der einzelnen Einstellungen, und endlich,
wie schon gesagt, Summe der Correctionen und reducirte JS
in Bogensecunden.

Nach jenen Tabellen folgen die Angaben der Grössen-
schätzungen der Steme, welche aber, wenigstens was die
schwächsten Grössen klassen betrifft, durchweg nur beiläufig
ausgeführt worden sind. Die mitgetheilten Grössen- Zahlen
sind daher ganz einfach unmittelbare Mittel ohne alle Berück-
sichtigung der Kxtinction.

Die Berichte über die Bestimmimgen der g^eiP^®-*^^^^

des Hauptsterns Nr, 25 an 15 Monocerotis gesorgt worden ist,
konnte schliesslich Alles auf die Position dieses Stems be-
zogen werden. Für den mittleren Ort 1 880.0 des Sterns
15 Monoc. gibt der Fundamental-Catalog

6''34"'22M55+ io°o'i8f'63.

Von den übrigen in dieser Gruppe vorkommenden hel-
leren Sternen sind 8 zu verschiedenen Epochen durch Me-
ridian-Beobachtungen bestimmt worden ; nur bei dem einen
Nr. 39 ist eine Andeutung eigener Bewegung vorhanden,
Serngruppe bei 0 Piscium.

Diese Gruppe, etwa 54= in JR und 5/5 in Dectination
umfassend, besteht aus 6 helleren Sternen (Grössen S^J bis g'?5)
und 4 schwachen (Grössen 12"' und 13"). Sämmtliche übrigen
Sterne wurden hier unmittelbar an den Stern Nr. 4 ange-
schlossen. Für die 6 belleten Sterne sind neuere Meridian-
Bestimmungen vorhanden, welche hier zusammen mit den
Differential-Beobachtungen sämmtlich herangezogen wurden,
um die Position des Hauptstems möglichst scharf zu er-
halten. Es ergab sich so die mittlere Position 1880.0 für
diesen Stern

ih 37» 437033 + 8° 53'34r'90

Bei Vergleichung älterer Beobachtungen mit den neueren
zeigt sich unverkennbar eine gemeinsame jährliche eigene
Bewegung des Doppelsternsystems Nr. 6 — 7 von etwa — ofoi
und — of'oi.

Die deuthch und sauber ausgeführten Karten über die
drei Stemgruppen bilden endlich ein für kommende Beob-
achter sehr nützliches Supplement zu der werthvoUen Arbeit
des Verfassers.

H. Schultz.

L. de Ball, Recherches sur rorbite de la plannte (181)
Euchari«. Extrait du tome XLIX des Mfmoires couronn£s et
M^moires des savanti jtrangers, publids par l'Acadimie loyale des
sdences, des letlres et des beaux-arts de Belgique. Bruielles 1887.
44 S. 40.
L. de Ball, Nouveaux ^litments de l'orbite de la pla-
nne (181) Eucliaria. Extiait du tome LI des Mimoires . . .
Bnuelles 1888. 29 S. 4".
Die Bahn des Planeten Eucharis verdient mit beson-
derer Schärfe bestimmt zu werden, weil er dem Jupiter aut
1,50 (in der Schnittlinie beider Bahnen auf 1.59) nahe kom-
men kann. Von Cottenot in Marseille am 2. Febm^^ iSt&

entdeckt, vollendet die Eucharis im Jahre 1889 den zweit
Umlauf.

Die erste Abhandlung enthält eine Bearbeitung d
Erscheinungen in den Jahren 1878, 1879, 1880, 1881, h
jedoch ausschliesslich der Berliner und Leipziger Beoba<
tungen, 1883 (1884 scheint keine Beobachtungen gelief<
zu haben, obwohl die Sich tbarkeiCsbe dingungen in dieser I
scbeinung günstigere waren, als in den beiden foIg«nd(
beobachteten Erscheinungen), 1883, und von je zwei Beo
achtungen von Algier und Pans aus 1886. Verf. g'eht a
von den Elementen I :

Epoche und Osculation 1881 August 51.0 m. Zt Berlin

w=3io 51 39.1 /
R=i44 45 57.9 > m. Aeq. 1880.0
'■= 18 35 ^7-5^
<P= 12 43 58.8
fi= 644^4903
Zur Verbesserung der Elemente hat Verf. die Störungi
von Jupiter und Saturn berücksichtigt. Unter Annahme d
Bessel'schen Werthe für die Massen der beiden grossen PI
neten wurden die speciellen Störungen in den Polarcoort
naten nach der von Hansen vorgeschlagenen und von Tietji
(Berl. Astr. Jahrb. für 1877, dritte Methode) raodificirten Fon
wie sie in Oppolzer's Lehrbuch der Bahnbestimmung darg
stellt ist, berechnet. Sie finden sich für die Zeit von 18;
Febr. 8 bis 1886 Aug. 25 in 40tägigen Intervallen zusamme'
gestellt. Mit Hülfe dieser Werthe, und von genäherten ai
den Beobachtungen von i8;8 bis 1885 erhaltenen Norms
örtem wurden die folgenden neuen Elemente gefunden:
Elemente II.
Ep. u. Ose. 1881 Aug. 31.0 m. Zt. Berlin
J»f=264°38'3ir'i
w=3io 51 10.3 1
53=144 46 0.8 J m. Aeq, 1880.0
i= 18 35 30.1 (
y= 12 44 4.6
ft= 644f'5034
Diese Elemente liegen einer genauen Ephemeridc f"
die sieben Erscheinungen zu Grunde. Mit der Untersuchun
der Grundlagen der Beobachtungen ist Verf. sehr sorgfalti
zu Werke gegangen. Für Bessel's Zonen wurden die vo
Luther (Königsberger Beob. Abth. 37) gegebenen Verbessi
Hingen berüctüichtigt und die neuen Reductionstafein angt

und den Fundamentatcatalog der A.G. gegeben hat, zu fol-
gender

Tafel A.
F.C. — Wolfers-Argel ander,

— s" — 0J03 -0^6

O _o.02 -o.s

+ 5 —002 -o-S

+ 10 -0.02 -0.6

+15 -0.02 -0.7

+10 —0.03 -0.7

Nach der Auseinandersetzung S. 16 sollten alle auf
dem Wolfers-Argel an der' sehen System beruhenden Beobach-
tungen durch die erstere Relation, nämlich fSr JR durch
— 0?04, für Dedination durch die Tafeln I und II auf F.C
reducirt werden. Sie konnten aber nur für die Bessel'schen
Beobachtungen noch benutzt werden, während für die ande-
ren Beobachtungen die Tafel A zur Anwendung kam. Zur
Reduction der Oeltzen'scben Sterne sind nicht, wie es an
der genannten Stelle beisst, die vorstehenden Correctionen
benutzt, sondern die weiter unten aus Untersuchungen von
Argelander und Auwers combinirten Werthe:

F.C. — Oe. = + otoi —z'/i (rf=— 17?5)

Um die Lamont'schen Sterne auf F.C. zu reduciren hat
Verf. von Seeliger bestimmte genäherte Werthe: B.B, VI —
Lamont ^ — 0W4 — of'z zu den Wcrthen der Tafel A addirt.
Dies setzt voraus, dass in B.B. VI die vor 1859 beobachte-
ten Declinationen auf Wolfers übertragen worden sind. —
Die Reduction der aus B.B. VI entnommenen Positionen ist
folgendermassen bewirkt. Die JR der seit 1859 beobach-
teten Sterne sind mit der Tafel A reducirt, während an jede
vor dieser Epoche beobachtete JR ausserdem die Correction
des Catalogus Aboensis (nach B.B. VII) angebracht ist. Dabei
ist aber übersehen, dass Argelander (vergl. B.B. VIS. VI) be-
reits zu dem Zwecke eine Correction von +o!o6 angebracht
hat. Hiernach ist zu corrigiren die JR von Sterp 19 um
— 0?o6, die der Sterne 3, 4 und 7 um ^o!03 *. Bei den
Declinationen hat Verf. ausser den analogen Reductionen auf
F.C, noch die Correctionen angebracht, welche (nach B.B. VI
S. XIV) die Reduction auf das Mittel beider Kreislagen, so-
wie die neuen Werthe für .\berration und Nutation erfordern.

• Die Reductionsgrössen iler Sleme 1 und 28, sowie der Beob-
achtungsn ach weis bei Stern 12 sind mit leicht kenntlichen Drackfehleio
behaftet.

— Die Reduction dei Cataloge von Rümker und Robinson,
sowie die der Greenwicher Cataloge auf das gemeinschaft-
liche System ist nach den Untersuchungen von Auwers be-
wirkt, für Yarnall sind die Tafeln V.J. S. XV S. 3S— 42 benuUt.
Für die drei Vergleichsteme aus dem Göttinger Catalog ist
die Reduction zu -|-of09 — of'5 angenommen. Zur Reduction
der Schjellerup'schen Sterne ist für die Sterne aus g^ und
ao"" die Correction auf Wolfers in B.B. VII mit Tafel A ver-
einigt, während für die Sterne aus lö"" und i?"" durch Ver-
mittelung des Göttinger Catalogs abgeleitet ist die Correction
+o?09 — 1"3. Für Grant sind die Reductionstafeln V.J.S. XIX
S. 198 benutzt. Für die Sterne aus dem Brüsseler Catalog
findet Verf. durch eine Vergleichung von 24 Sternen zwischen
g*" und ii"" und +g° und +15° mit Vamall die Reduction
auf F.C. +0?03 +o"3. Die Reduction der Pariser Beobach-
tungen ist nach Auwers' Tafeln für die Cornaissance des
temps (B.A.J. 1884) bewirkt. Auch die drei aus den Astro-
nomischen Nachrichten entnommenen Vergleichsterne konnten
ohne weiteres auf F.C. reducirt werden. Aus dem Jahre 1878
hegt eine Reihe Meridianbeobachtungen aus Washington vor,
für welche Verf. die Reduction —«01 +o''2 findet. Für 3
Meridianbeobachtungen aus Paris und Pola sind die Reduc-
tionen durch schon genannte Relationen bewirkt.

Bei der Ableitung der Endwerthe für die Oerter der
Vergleichsterne hat Verf. den älteren Beobachtungen, wo es
anging, geringere Gewichte beigelegt ; in einigen Fällen zwei-
felhafter Eigenbewegung hat er sie ganz ausgeschlossen. Fünf
Vergleichsteme beruhen auf nur je einer Position aus B.B. VI
oder Schjellerup.

Zu einer besonderen Untersuchung der Orientirung des
Mikrometers haben die 7 Marseiller Beobachtungen des Pla-
neten aus dem Februar 1878 Anlass gegeben, welche, ob-
wohl sie mit nur s^facher Vergrösserung angestellt sind,
schliessHch eine ganz befriedigende innere Uebere in Stimmung
zeigen. Verf. gibt nach Berücksichtigung des Einflusses der
Neigung der Fäden auf die JR im Mittel aus diesen Beob-
achtungen die Correction der Ephemeride zu — o?oi -|-i''9
an. (Ref findet nach Berichtigung des Werthes der letzten
Bedingungsgleichung S. 31 für die erste Zahl o?oo). — Eine
wenig befriedigende Uebereinstimmung mit dem Resultat der
Mikrometerbeobachtungen hat die Vergleichung mit der Ephe-
meride von 12 Washingtoner Meridianbeohachtungen des
Planeten aus 1878 ergeben, und Verf. hat denn in der ersten
Abhandlung die lelzteren, unter Ausschluss der stärksten Ab-
weichung in Declination, mit einem relativ geringen Gewicht

handlung diese Beobachlungsreihe ganz ausschliesst. Diese
Heobachiungen rühren von drei Beobachtein her. Der Be-
trag von oriS, um welchen die Meridianbeobachlungen die
yR grösser ergeben als die Mikrometerbeobachtungen kann
zum Theil daher rühren, dass bei den ersteren die Vergleich-
Sterne bei Feld be leuchtung, die schwachen Planeten aber bei
Fadenbeleuchtung beobachtet sein werden. Die Abweichun-
gen in Declination sind aber augenscheinlich ganz wesentlich
zufalliger Natur; sie würden eine befriedigende Uebcrein-
stimmung mit der anderen B eob ach tu ngs reihe ergeben, wenn
man sie nach Beobachtern trennte, und nach Massgabe der
inneren Ueberein Stimmung den einzelnen Gruppen verschie-
dene Gewichte beilegte. Es mögen für die Beurtheilung
dieser Fragen auch die bedeutenden Helligkeitsändeningen
angeführt werden, welche der Planet im Laufe dieser beiden
Beobachtungsreihen erfahren hat. Nach den Schätzungen in
Leipzig, Berlin, Clinton und Düsseldorf hatte der Planet
während der ersten 17 Tage nach seiner Entdeckung die
Helligkeit loTO. Zwei Tage nach der letzten Washingtoner
Meridianbeobachtung ist der Planet in Berlin als ii'?5 beob-
achtet, und die beiden letzten (Berliner) Beobachtungen der
ersten Erscheinung geben ihm die Helligkeiten 12'?6 und ts?;.
Eine weitere in den Washington Observations Vol. XXV
S. 6 und 145 vorliegende Beobachtung von Skinner bezieht
sich nicht auf den Planeten, sondern auf den Fixstern
+ 11° 2 166, und es ist daher im Jahrescatalog für 1878 S. 153
nach Nr. 184 einzuschalten:

Weisse 1264.. io''0"i3!i2 +3^211 1878.1 i Beob.
78°i3'43''i +i7-"38 •
Die als Rechnungsgrundlage dienenden Norraalörter sind
nunmehr die folgenden:

1880.0 Gew. Beobh.

1878 Febr.n.s 149° 4'S5-''i3 +ia''SS' 24'"6 J 'S

Mär« zg.s 143 39 59-37 +19 56 30.50 z aj.ao
. 1879 Jnni I.S 219 33 S7-2i + 7 4* 9-38 I J

1 880 Juni 12.5 286 1922.86 — 4 58 21.25 ' 2

1881 Sepl. 17.S 335 44 16,96 —16 56 51.08 '/j 4
1883 Jin. 5.5 73 SS 17.18 - 2 27 46.73 11/2 2

1890.0

1885 Juli 3.5 154 I 17.60 - O 22 7.4s I'/, 4

1886 Juni 27.5 312 43 28.08 — 8 8*25.24 I 4

Die Berechnung der Coefficienlen der Bedingungsglei-
chungen ist nach den Formeln A.N. z6<}^ — 95 durchgeführt
und die Auflösung durch uillkürliche Variation der Elemente

* Seile 36 steht infolge einc^ Druckfehlers 28'.

sorgfältig verißcirt. Eine erste Auflösung der Gleichungen
gibt für Declination einen kleineren mittleren Fehler als
für JR, weshalb der Verf. den ersteren nunmehr doppeltes
Gewicht gibt. Die neue Auflösung führt zu folgenden Cor-
rectionen der Elemente II nebst übrig bleibenden Fehlern
(B — R) der Normalörter:

dJ^o = - o.°04 +i."36 (m. F.)

(fOCOiJ

^<f

Gew

-o."o8

+0.-8S

3.6

-0.50

-0.18

+ »■77

— 1.41

-1.13

+ ■■74

_'.a

+2.66

+ 1.3»

+0.0S

+0.S9

iviis

+0.IS

+0.34

i'A.J

-1.03

+ 1.38

<>z

und es lauten die neuen Elemente III ;

Ep. und Ose. 1881 Aug. 31.0 m. Zt. Berlin
^=264°38'3i''o6

SJ = i44 46 3.25jm. Aeq. 1880.O
,-= 18 35 28.38 \

tp= 12 44 4.16
ft= 644^50284

Mit diesen Elementen sind schliesslich noch 13 Beob-
achtungen, welche dem Verf. später bekannt wurden, ver-
glichen worden.

Der Fortschritt der zweiten Abhandlung besteht
hauptsächlich in der Berücksichtigung der Mars Störungen,
dem Hinzukommen der Beobachtungen aus der folgenden
Erscheinung des Planeten, sowie einiger früher nicht berück-
sicbtigttn Beobachtungen, und der Ableitung neuer Oerter
für viele Vergleichsterne, Was zunächst die Berechnung der
Störungen betrifft, so hat Verf. nach der in der ersten Ab-
handlung gewählten Methode unter Zugrundelegung der Ele-
mente III die Marsstörungen mit dem Hall'schen und die
Jupiterstörungen mit dem Bessel'schen Massenwerthe berech-
net. Die Störungen des Saturn (mit Hülfe der Elemente II)
sind unverändert aus der ersten Abhandlung herübergenom-
men. Das Tabieau der Störungsbeträge erstreckt sich jetzt
von 1877 Dec, 30 bis 1887 Dec. 18 in 40tägigen Intervallen.
— Die Oerter der Vergleichsteme gründen sich in der zwei-
ten Abhandlung fast nur auf neuere Beobachtungen. Es sind

eine Reihe Neubestimmimgen von Vergleich&ternen an schon
früher genannten Instrumenten und aus Pulkowa, Madison,
Taschkent und Wien (Ottakring) hinzugekommen. Die noch
nöthigen Reductionen auf F.C. sind nach dem früheren Ver-
fahren bewirkt; nur für die aus dem Brüsseler Catalog ent-
nommenen südlichen Sterne ist die Reduction auf den süd-
lichen Fundamen talcata log anders, nämlich (als Resultat der
7 gemeinschaftlichen Sterne in c^ bis 3'*) zu +O?o6 —of'8
angenommen. Auf nur einer Meridianbeobachtung oder auf
Anschluss an einen der anderen Vergleichsterne beruhen
noch 3 Sterne in Declination, 4 in JR. — Bezüglich des Be-
obachtungsmaterials ist schon bemerkt, dass die Washingtoner
Meridianbeobachtungen nicht mitgenommen sind ; ebenso sind
die ersten 7 Marseiller Kreismikrometer-Beobachtungen ausge-
schlossen, und der aus der Erscheinung 1881 abgeleitete Nor-
malort beruht jetzt ausschliesslich auf den früher nicht be-
rücksichtigten 3 Berliner Beobachtungen und einer Leipziger
Declination, während die Grundlagen des alten Normalortes, l
4 Kreismikrometer-Beobachtungen aus Palermo, diesmal eben-
falls ganz ausgeschlossen sind. Hinzugekommen sind ferner
aus 1886 12 Beobachtungen (aus Nizza, Paris, Berlin und
Wien) imd die aus 1887 vorliegenden 7 Beobachtungen aus
Berlin, Wien und Nizza.

Die zur Vergleichung der Beobachtungen dienenden
Ephemeriden beruhen wie früher auf den Elementen II, aus-
genommen die nach El. ITI berechneten für 1881 und 1887.
Die auf gleichen Vergleichsternen beruhenden Differenzen
sind jeweils in Mittel vereinigt, denen nach Abschätzung ver-
schiedene Gewichte beigelegt wurden. Die neuen Normal-
örter lauten:

1878 ♦Febr. II. 5 149«» 4' 5 5 "24 +12° SS' ^S^^S

1878 März 29.5 143 39 58.55** +19 56 30.89

1879 Juni 1.5 229 33 56.91 + 7 42 9.83 [ ^ Aea 18800

1880 Juni 12.5 286 19 22.71 — 4 58 21.05 ^ ^'^^^- '°°°"

1881 Sept. 17.5 335 44 12.86 —16 56 53.91
1883 Jan. 5.5 73 55 17.18 — 2 27 46.73

1885 Juli 3.5 254 2 18.36 — o 22 7.37

1886 Juni 27.5 312 43 28.58 — 8 8 25.95 f . g I

1886 Aug. 26.5 303 349.58 -'3 3221.66 ( m.Acq. 1890.0 ^

1887 Nov. 2.5 16 13 10.79 —17 10 36.25

* S. 26 steht infolge Druckfehlers 1887.
♦* S. 26 steht irrig s8."25.

.«

Die wahrscheinlichsten Correctionen der Elemente III •
sind auf dem in der ersten Abhandlung eingeschlagenen Wege
ermittelt ; es ergeben sich die folgenden neuen Elemente IV

■""-204-äo-3"-7
w=3io 51 8.2

■•77

a=I44 46 1.8

I.17 m. Aeq. I

1= 18 35 J9.2

0.38

p= 12 44 4-6

0.58

/■= 644^50158

0.0005s

go= 0.4938551

Die Darstellung der Nonnalörter (B — R) nach den Ele-
menten III einschtiesslich der Mars Störungen, und nach den
Elementen IV ist:

+4-V

+o.''4i

+o"j5

— o.'ia

+2.68

+0.16

-0.80

+3.34

-1.31

+ 1^96

— 1.95

-2.15

+ 1.85

-1.68

+ 1.53

—1.50

+ 0.42

—0.57

-0.04

+0.68

+ 1.68

+ 1.77

+0.80

+0.66

-0.13

—3-31

+0.79

+0.09

+0.8S

-3.06

+0.H

-1.08

-7-05

-3"76

-0.97

-1.63

Beachtet man, dass mit Ausnahme des Ortes filr 1881
die neuen Normalörter sich von den früheren in beiden Co-
ordinaten nur um Grössen unterscheiden, welche unter i''o
bleiben, so zeigt eine Vergleichung der übrigbleibenden Fehler
in den Normalörtem nach den Elementen III ohne und mit
Berücksichtigung der Marsstörungen unmittelbar die Notli-
wendigkeit der Berücksichtigung der letzteren bei der Bear-
beitung eines derartigen Materials auch fflr die entfernteren
unter den kleinen Planeten. Bei einer fortgesetzten Unter-
suchung durften dann auch die Erdstörungen nicht unberück-
sichtigt bleiben. Vor allem müsste man aber bei einem Pla-
neten wie Euchaiis, dessen Oppositionen zu einem Theil in
den grossen Meridian Instrumenten, zum andern ausschliesslich
mikrometrisch in den grösseren Refractoren beobachtet wer-
den können, darauf bedacht sein, die Rectaacensionen von
den systematischen und den mit der Helligkeit veränderlichen

• Da der Verf. keine Zwischengrössen angibt, so ISsst sich ohne
grosse Rechnmig nicht prüfen, ob die Ableitung der mittleren Fehlet
der Elemente tu, £^ und i in den Systemen III und IV aus denen der

Unterschieden zu befreien, und sie damit den DecUhationen
gleichwerthiger zu machen.

Fr. Deichmüller.

£. Freiherr von Haerdtl, Die Bahn des periodischen

Kometen Winnecke in den Jahren 1858—1886, nebst einer neuen
Bestimmung der Jupitersmasse. Besonders abgedruckt aus dem
LV. Bande der Math.-Nat. Classe der K. Akademie der Wiss. 96 S.
Wien 1888. 40.

Schon für das letzte Heft des vorigen Jahrgangs war
eine Anzeige dieser inhaltreichen Abhandlung, deren Ausar-
beitung das Schreiben von rund 3 Millionen Ziffern in fast
700 Arbeitstagen erfordert hat, in Aussicht genommen. Die
Selbstkritik, welche der Verf. bald nach der Versendung ge-
übt und A.N. 120, Nr. 2873 veröffentlicht hat, machte jene
Anzeige hinfallig, ja Ref. würde auch jetzt noch Bedenken
tragen hier eine solche zu geben, wenn nicht zu fürchten
wäre, dass ein gänzliches üebergehen der Arbeit bei der
grossen Bedeutung derselben von den Lesern der V.J. S. doch
als ein Mangel empfunden werden würde. Ist ja doch die
Astronomische Gesellschaft schon bei ihrer Gründung auf
die besondere Beachtung der periodischen Cometen hinge-
wiesen worden. Doch glaubt Ref. den interessantesten Theil
auch jetzt nur kurz berühren zu dürfen.

Der Winnecke'sche Comet, zuerst 18 19 genauer beob-
achtet und bald als der inneren Gruppe angehörig erkannt,
gesehen wahrscheinlich schon im Februar 1809, ja möglicher-
weise bereits als Comet 1766 II, ist erst durch die endliche
Wiederauffindung von Seiten Winnecke's, im März 1858, als
ständiges Glied des Sonnensystems gewonnen worden. Seit-
dem ist er in den Erscheinungen von 1869, 1875 ^'^d 1886
beobachtet worden, am längsten 1869 (April 13 — Oct. 12),
1875 nur 15 Tage (Febr. i — 16). Zwischen jeder gelungenen
Wiederauffindung haben die Berechner gewechselt. Nach
Seeling's Bearbeitung der Erscheinung von 1858 führte zuerst
Hensel eine Vorausberechnung für 1863 aus, die aber wegen
ungünstiger Stellung des Cometen gegen Erde und Sonne
nicht zu einer Wiederauffindung führte. Diese gelang erst
1869 nach Linsser^s Rechnungen, und nach Linsser's wenige
Wochen später erfolgtem Tode übernahm Oppolzer den Co-
meten. Er war der erste, der mehrere Erscheinungen mit
einander verband, zuerst 1858 und 1869 unter Anwendung
genau berechneter Jupiterstörungen (später auch genäherter
durch Saturn bis 1875); sodann rechnete er auch Näherungs-
werthe für erstere bis 18 19 zurück. Schon hieraus schien

sich eine Beschleunigung der miltleren Bewegung zu ergeben,
noch deutlicher aus der Verbindung der (von Oppolzer auch
vorausberechneten) Erscheinung von 1875 mit den früheren,
I''iir 1880 wurde deshalb eine solche Beschleunigung berück-
sichtigt, der Comet war aber, wie 1863, nicht auffindbar.
Für 1886 endlich wurden zwar Oppolzer's Elemente beibe-
halten, die Störungsrechnung aber nur ganz roh von A. Palisa
ausgeführt. Es ist bekannt, dass der Comet gleichwohl Aug. 19
von Finlay aufgefunden wurde, und dass mehrere stattliche
Beobachtungsreihen, bis Nov. 29 reichend, gewonnen werden
konnten.

In dieser Lage der Sache, schon vor der Auffindung
des Cometen, übernahm der Verf. denselben zur weiteren
Bearbeitung. Er rühmt dabei die Liebenswürdigkeit, mit der
Oppolzer ihm seine sämmtlichen auf den Cometen bezüg-
lichen Manuscripte zur Verfügung stellte, und hebt die ihm
dadurch gewordenen Vortheile hervor ^ wie denn überhaupt
durch die ganze Abhandlung ein wohlthuend warmes Gefühl
des Verfassers für das Wirken und die ganze Persönlichkeit
seines nunmehr verewigten Lehrers geht. Auch die durch
Herrn Dr. S. Oppenheim von der Wiener Sternwarte empfan-
gene Unterstützung erkennt der Verf. dankbar an. Die Be-
arbeitung der Vergleichsternörter nach den Angaben der
Stemcataloge, die Herr v. Haerdtl wegen räumlicher Entfer-
nung von der Sternwarte nicht hätte bewältigen können, ist
das Werk des Herrn Oppenheim.

Abgesehen von den durch Oppolzer's Untersuchungen
dargebotenen werthvoUen Fingerzeigen und Rechnungscon-
trolen konnte der Verf. auch manches aus den älteren Rech-
nungen theils unverändert, theils mit leichten Verbesserungen
beibehalten. Dahin gehören insbesondere die zur Verglei-
chung der Beobachtungen bestimmten Ephemeriden für 1858
und i86g. Der Verf. hat eine Ungenauigkeit in der Schiefe
der Ekliptik verbessert, die Oppolzer nach Band 1, S. 74
seines Lehrbuchs (i. Ausgabe) eingeführt, später aber selbst
als solche erkannt hatte. Für 1875 und 1886 waren die
Ephemeriden erst noch zu rechnen; die betreffenden Sonnen-
örter sind dem Berliner Jahrbuch entlehnt, aber auch hier
war eine kleine Ungenauigkeit, welche in den Bänden für
1873 bis einschliesslich [887 in der Nutation untergelaufen ist,
zu verbessern. Nunmehr sind alle Sonnenörter so in die
Rechnung eingegangen, wie sie direct aus den durch den An-
schluss an die Beobachtungen gesicherten Tafeln von Lever-
rier folgen, und bilden also durchweg ein einheithches System.

Das letztere ist auch für die Sternörter beabsichtigt,
und zwar ist das System der A.G. (Publ. XIV vind X"VW^

VierleljahiHchr. d. Ajlronom. GeielUchatt. 94. e-

als Grundlage angenommen. Für die meisten älteren Cata-
loge bot die Reduction auf dasselbe keine ernstliche Schwie-
rigkeit, da für sie genügend vollständige Vergleichungen, ins-
besondere durch Auwers, gemacht sind, nach welchen aus-
reichende Reductionstafeln meist schon zusammengestellt sind.
Für die neueren Cataloge mussten auch andere Angaben, wie
sie in bekannten Monographien von Kreutz, R. Gautier, de
Ball u. A. vorkommen, hinzugezogen werden, für die wichti-
gen Cordoba - Cataloge die Untersuchungen von Downing.
Zonenbeobachtungen erhielten gegen vollständige Meridian-
Beobachtungen halbes Gewicht; sie wurden aber zu allermeist
ganz ausgeschlossen, wenn gute Positionen aus neueren Ca-
talogen oder der Arbeit der Astronomischen Gesellschaft
zur Verfügung standen; während andererseits, wenn letztere
fehlten, mancher Cometenort nur auf eine einzige Zonenbe-
obachtung von Bessel, Argelander u. s. w. gegründet wurde,
ohne deshalb mit geringerem Gewicht zum Normalort gezogen
zu sein. Für die Washington-Zonen Hess sich die Reduction 1
allgemein nicht ermitteln, sie sind deshalb bis auf zwei ein- '
zelne Fälle, 1886 Stern Nr. 54 und 57, nicht berücksichtigt*.
Auffallend ist, dass mehrmals die Positionen von Newcomb's
Standard Clock and Zodiacal Stars, also Rechnungsresultate
aus mehreren Catalogen, mit beobachteten Positionen aus
andern Catalogen in einfache Mittel vereinigt sind.

Die Einzelheiten der Reductionen auf den Fundamen-
tal-Ca talog hat der Verf. nicht mitgetheilt, vielleicht weil
dieser Theil der Arbeit wesentlich nicht von ihm herrührt.
Die Prüfung ist dadurch etwas erschwert. Ref. hat zum
Zweck dieser Anzeige eine Anzahl von Sternen herausgegrif-
fen und gefunden, dass seine Reductionen nur höchstens
einige Zehntelsecunden von denen der Abhandlung abwichen,
und zwar schwankend im Vorzeichen. Nur bei der Erschei-
nung von 1858 ist, wie ohne weiteres zu sehen, der Anschluss f
an den Fundamental -Ca talog nicht ganz erreicht; denn der
Verf. reducirt zwar nach Winnecke's Angaben A.N. 52, S. 310
die Bonner Sternbeobachtungen auf die Pulkowaer, sieht
aber, nicht ganz correct, das System der letzteren als iden-
tisch mit dem Auwers'schen an. Bei der Wiederaufnahme |
der Rechnung wird es leicht sein, diese kleinfe Ungenauig- ■

* Die Reduction ist hier gleich der von Yarnall genommen.
In Wirklichkeit ist sie aber sehr schwankend, auch sind die Recta-
scensioncn der Mural Zone 252, aus der Nr. 57 entnommen ist, beson-
ders unsicher. — Es mögen hierbei noch zwei unschädliche Fehler
berichtigt werden: S. 42 ist bei Stern 24 Piazzi irrig berechnet, und
S. 45 bei Nr. 65 die Decl. 32' zu lesen, statt 34'.

keit, welche alle Oertcr von 1S38 nahe gleichmässig trifft,
zu verbessern.

Systematische Correctionen für die Cometeiiörter hat der
Verf. nicht abgeleitet, weil ihm bei der Kürze der meisten
Beobachtungsreihen und dem meist verwaschenen Aussehen
des Cometen eine solche Ableitung zu unsicher erschien.
Auch meint er: ,ist das Vorhandensein constanter Abweichun-
gen nicht evident erwiesen und ihr Betrag nicht vollständig
verbürgt, so bringt man leicht Fehler in die Rechnung, die
früher nicht vorhanden waren." Da Ref. selbst mit einer
kleinen Beobachtungsreihe (1869) betheiligt ist, die ganz so
wie seine Nebel beoba cht ungen angestellt ist, so erwartete er
die bekannten Fehler der letzteren in JR auch hier wieder-
zufinden. Aliein sie finden sich nicht, obwohl bei einem so
schlecht begrenzten Körper eher ein grösserer Betrag für die-
selben zu erwarten wäre; eine Erscheinung, die der Ansicht
des Verfassers jedenfalls günstig ist.

Bei der Gewichtsbestimmung ist der Verf. sehr vor-
sichtig zu Werke gegangen, worüber insbesondere S. 15 der
Abhandlung zu vergleichen ist. Den eigenen Bemerkungen
der Beobachter, die deshalb auch vollständig mitgetheilt
sind, wurde weitgehende Berücksichtigung geschenkt, und
nach Massgabe derselben wurde einer Anzahl von Beobach-
tungen theils das Stimmrecht abgesprochen, theils nur halbes
Gewicht zuerkannt. Allgemein einer Sternwarte grösseres
Gewicht zu geben als einer andern, hat der Verf nicht zweck-
mässig gefunden, und überhaupt vermieden mehr als zwei
Gewtchtsabtheilungen zu machen. Ganz konnte allerdings
die Feststellung des Gewichtes nach dem Erfolg, also hier
nach der Grösse der Abweichung von der dem Mittel aller
Beobachtungen schon nahe angeschlossenen Ephemeride, nicht
vermieden werden. Im ganzen hat der Verf. die beiden
Klippen für eine ansprechende Gewichtsbestimmung, zu grosse
Willkür auf der einen, pedantischen Schematismus auf der
andern Seite, recht wohl vermieden.

Oppolzer's Ephemeriden für 1858 und 1869 schliessen
sich den Beobachtungen schon sehr schön an, es wurden
also keine neuen berechnet, bei Bildung der Normalörter
aber ihre bereits erwühnten Ungen au igkeiten streng eliminirC.
Für 1875 und 1886 sind hier zum ersten Male scharfe Ephe-
meriden gegeben, die erste mit constanten, für 1875 Febr. 10
osculirenden Elementen berechnet, die letzlere mit dreimal
geänderten, so dass auch hier, wo die Beobachtungen 102
Tage umfassen, die Störungen mit grosser Genauigkeit be-
rücksichtigt sind*. Stets liegen Leverrier's SonneBtate\n zw

iobl

K Decl. Beobb

. Acq. 1

[r^i)

- 2° 3'52-'75

1858.0

2.83

— I 29 24.52

3.66

+ 5 54 14.23

0.57

+36 40 4.26

1869.0

1.92

+36 56 53.77

2.70

+36 52 23.11

8.50

— 8 49 9.25

2.05

— 16 17 46.50

1880.0

0.59

— 4 5 53.99

1890.0

0.99

.S5

—18 2 4.09

1.32

— 31 22 2.01

1.24

-33 45 26.76

0.41

Grunde, ferner als Sonnenparallaxe Newcomb's Werth 8."848.
Die Beziehungen zwischen mittleren, wahren und scheinbaren
Oertern sind durch die Stru versehen Constanten hergestellt;
die Aenderungen der Bahnlage durch die Praecession sind
nach der Theorie von Oppolzer in der zweiten Ausgabe seines
Lehrbuchs entwickelt.

Mit Weglassung der dort beigefügten Sonnenörter gibt
Ref. hier nach S. 59 die allem Weiteren zu Grunde liegenden,
vom Verf. als gleich werthig angenommenen Normalörter des
Cometen :

Nr. oh m. Zt. Berlin JR

1 1858 März 17 274° I9'3i."26

2 Apr. 12 324 42 22.08

3 Juni 12 30 43 31.10

4 1869 Mai I 149 39 17.41

5 Mai 12 147 13 29.82

6 Juni 7 141 13 18.44

7 Sept. 7 .50 21 22.29

8 1875 Febr. 10 277 21 13.20

9 1886 Aug. 25 201 49 28.63

10 Sept. 14 222 41 14.14

11 Oct. 4 250 58 15.85

12 Nov. 13 315 I 16.65

Im zweiten Theile, S. 60 — 72, folgen nun, nach einer
lehrreichen historischen Einleitung, die näheren Angaben über
die Störungsrechnungen. Ausser Mercur* und Neptun, deren
Wirkung sich bei vorläufigen Abschätzungen als unmerklich
erwies, sind alle grossen Planeten berücksichtigt, Jupiter mit
der Masse i : 1047.54 nach Krueger, die andern nach den
Angaben des Berliner Jahrbuchs bei den heliocentrischen
Planeten -Coordinaten. Für 1858 — 1875 waren die von Op-
polzer streng berechneten Jupiterstörungen nur der geänder-
ten Massenannahme und Osculationsepoche anzupassen, alle
übrigen Rechnungen hat der Verf. selbst mit grösster Um-
sicht ausgeführt, und zwar durchweg nach der Methode der
Variation der Constanten, mit strenger Berücksichtigung der
höheren Potenzen der Massen**. Der Nullpunkt Hillt auf 1875

Nov. 13, durchweg Berliner Zeit. Es sind die Zeiten, um welche sich
die Beobachtungen regdmässig gruppiren, also auch die der Normal-
örter. Das Verfahren ist, wie Verf. selbst bemerkt, eigentlich nur dann
praktisch, wenn das Beobachtungsmaterial schon abgeschlossen vorliegt,
so dass man diese Zeiten, wie hier der Fall, vorher bestimmen kann.
* Nach seiner Mittheilung A.X. 120, Nr. 2873 hat der Verf. seit-
dem auch die sehr unbedeutenden Mercurstöningen berechnet und selbst
den Versuch gemacht, aus ihnen die Masse des Planeten zu bestim-
men. Er findet dafür i : 5397000.

'* Bei Jupiter jedenfalls. Ob bei der Berechnung der Störungs-

Mai ILO, und von da ist vorwärts und rückwärts gerechnet,
wodurch namentlich bei der mittleren Anomalie die unver-
meidliche Unsicherheit der letzten Ziffer kleiner gehalten
wird, als wenn der Nullpunkt auf den Anfang des bearbei-
teten Zeitraums gelegt wäre. Das Intervall ist bei Jupiter
durchweg zu 20 Tagen angenommen, sonst den Umständen
nach grösser oder kleiner, immer aber absichtlich eher zu
klein als zu gross. Dass die der Rechnung zu Grunde ge-
legten elliptischen Cometenelemente genügend genau waren,
zeigt schon ihre Zusammenstellung mit den definitiven; stren-
ger beweist es der Verf. durch Wiederholung der Rechnung
für die kritische Zeit 1859 März 30 bis 1863 Januar 8, in der
die Störungen ganz ausserordentlich anwachsen. Diese Wie-
derholung mit den definitiven Elementen ergab im Integral
der Jupiterslörungen nur Aenderungen von ~o"o6 in der
mittleren Anomalie, von -fo''oooo9i in der mittleren Bewe-
gung, und der Verf. schätzt den aus dieser Quelle fWessen-
den Maximalfehler äussersten Falls auf 2"o; nämlich für den
unwahrscheinlichen Fall , dass die anderen Jupiternähen im
December 1870(^^—0.87) und im November 1881 (^=0.44)
entsprechende Fehler in gleichem Sinne erzeugen.

Die Störungswerthe sind für die Epochen der 12 Nor-
malörter S. 71—72 zusammengestellt, und zwar die von jedem
Planeten herrührenden einzeln. Der Zuwachs an Integra-
tions-Arbeit, den dies erfordert, wird reichlich durch die
Leichtigkeit belohnt, mit der sich nun Verbesserungen der
störenden Massen berücksichtigen lassen.

Der Verf hat somit keine Mühe noch Arbeit gespart,
um seinen Rechnungen die grösste Zuverlässigkeil zu sichern.
Die zahlenmässige Richtigkeit der Störungswerthe hängt aber
von den in ihnen enthaltenen Massen factoren ab, und hier
bestehen zur Zeit noch manche Unsicherheiten. Die Annah-
men des Verfassers sind jedenfalls verbesserungsbedürftig,
die über die inneren Planeten zum Thdl um ganz erhebliche
Beträge *. So lange nun nur die Glieder erster Ordnung

c (ür die übrigen Planeten den helioeentrisehen Comelenörtern
die JupitcrslÖrUDgen hinzugelegt waren, um in die Resultate die von
den .Massenpro ducten abhängigen Glieder einiuschliesseo, findet Ref.
nirgends ausdrücklich gesagt, glaubt es aber annehmen lu müssen.

* Da der Verf. bei dieser Gelegenheil den Wunsch äussert, dass
die Angaben in den Berliner Jahrbüchern einer Revision unterzogen
werden möchten, so erlaubt sich Ref. hier ebenralls einen kleinen
Wunsch hinzu zu fugen. Die heliocentrischen Coordinaten der Erde sind
nSmIich a. a. O. für den Mittelpunkt der Erde angeseilt, ec^"^" '^'°"
wäre die Angabc (ur den Schwerpunkt des Systems Erde -Mond, -von
denen jene in Lange bis 7", in logÄ bis 0.000015 ahweU^«"^ Vöimeij.
Erscheint diese Abweichung für die allermeisten Fäl\g vti»*'***^'*»**'

merklich sind, ist die Verbesserung der Störungswerthe leicht
genug; wenn aber die höheren Potenzen der Masse stark
merklich werden, so ist doch eine Untersuchung wünscbens-
werth, ob die Multiplication mit einem Verbesserungsfactor
für die Masse genügt, da doch die höheren Glieder mit den
höheren Potenzen desselben multiplicirt werden sollten. In-
dessen bezieht sich dies weniger auf die vorliegende Arbeit,
als vielmehr auf die künftige Fortsetzung derselben. Denn
bis jetzt gehen die Störimgen durch die inneren Planeten nur
in die Bogenminuten, so dass auch bei stark fehlerhaften Mas-
senannahmen die Producte der nöthigen Correctionsfactoren
in die Glieder zweiter Ordnung genügend klein sind; und bei
Jupiter ist wiederum die Masse, wie sie in Rechnung gestellt
ist, von der vom Verf. als definitiv betrachteten nur um ihren
2870'*° Theil verschieden, so dass die gewöhnliche Verbes-
serungsweise erst dann i" fehlerhaft würde, wenn die Glie-
der zweiter Ordnung die sehr unwahrscheinliche Grösse von
48' erreichten.

Ref. glaubt hiermit dargelegt zu haben, dass nuimiehr
für die Bearbeitung des Winnecke'schen Cometen die exacte
Grundlage gewonnen ist. Was noch an den Zahlen des
Verfassers zu ändern sein wird, kann mit leichter Mühe ge-
schehen, sobald die von anderwärts zu entlehnenden Ele-
mente dazu gegeben sind. Im weiteren beschränkt sich aber
Ref., nachdem der Verf. die höchst interessanten Schlussfol-
gerungen seines 3. und 4. Capitels in dem mehrfach erwähn-
ten Artikel der Astronomischen Nachrichten beleuchtet und
erweitert hat, grösstentheils auf die Inhaltsangabe. — Der
Verf. prüft zuerst, S. 73, die Frage der Beschleunigung der
elliptischen mittleren Bewegung, und findet für letztere, nach
Abzug der Störungen, zwischen den Sonnennähen von

1858 und 1875 täglich 619^590605
1875 und 1886 > 619.585887,

also ganz entgegen den bisherigen Andeutungen gar keine
anomale Beschleunigung, sondern eher das Gegen theil. Der
Unterschied erscheint zu gross, um durch die Unsicherheit
der Massen der inneren Planeten erklärt zu werden ; dagegen
kommen beide Werthe in Uebereinstimmung, wenn die Masse
des Jupiter =1 : 1047.171 gesetzt wird. Aber auch die Dar-
stellung der einzelnen Normalörter lässt sehr viel zu wünschen
übrig, wenn man nicht Krueger's Jupitersmasse wie oben ver-
grössert; und so gelangt mit dem Werthe i : 1047. 1752 ^^^

so ist sie doch auch bei der Rechnung selbst störend, da sie (bei
zehntägigen Intervallen) die Regelmässigkeit des Ganges der Differen-
zen stark beeinträchtigt.

Verf. endlich (S. 83, 86) nach mehreren Verbesseningen zu
den Schluss- Elementen nebst mittleren Fehlem:

Ep. u. Ose. 1875 März ii.o m. Zt. Berlin

•^=359°48'i5''2o± of'41
Tt=2-]b 41 55.62 1.92 1

R=iii 3338.33 10.08 > m. Acq. 1880.0
(■= II 17 5.97 1.26)

^= 47 48 58.82 0.44

^= 6i9''586463g 0.0001012
mit dem mittleren Fehler einer Bedingungsgleichung: = + 4"62,
und 8"o9 als Maximalfehler einer Normal -Coordioate, wobei
allerdings in den Declinationen aus den Erscheinungen von
i86g und 1886 ein kleiner Gang übrig bleibt. Zugleich un-
tersucht der Verf. auch, welchen Einfluss seine Vergrösserung
der Jupitersmasse auf die Darstellung der Beobachtungen an-
derer periodischer Cometen (Encke, Faye) ausübt, und kommt
zu nicht gerade ungünstigen Resultaten.

Deu Schluss der Abhandlung bildet eine kurze Discus-
sion der vorhandenen Bestimmungen der Jupitersmasse, nach
welcher der Verf. als die zur Zeit sicherste Zahl für die
Reciproke der Jupitersmasse (Planet + Trabanten), im Mittel
aus seiner eigenen Bestimmung und der von Schur, die Zahl
1047.204 ansieht. Er berücksichtigt hierbei also die aus klei- '
uen Planeten gezogenen Bestimmungen überhaupt nicht, und
bemerkt in dieser Beziehung, dass es wünschenswerth sei,
bei solchen auch die Erd- und Uranus- Störungen zu berück-
sichtigen, was bis jetzt in keinem hierher gehörigen Falle
geschehen sei. Ref. erkennt die Richtigkeit dieser Bemerkung
gern an, doch wird es immer äusserst wünschenswerth blei-
ben, das ausgezeichnete Mittel, welches durch die entfernteren
kleinen Planeten zur Bestimmung der Jupitersmasse geboten
ist, gehörig auszunutzen. Denn bei ihnen treten doch eine
Anzahl von Fehlerquellen weniger hervor, die die Beobach-
tungen der Cometen stark -beeinflussen, ihre Schwerpunkte
sind sicherer herauszufinden, und man wird auch sagen dür-
fen, es ist bei ihnen a priori wahrscheinlicher, dass ihre Be-
wegung den Kepler'schen Gesetzen entspricht. Auch wird man
bei kleinen Planeten die Jupitersmasse viel eher frei von den
Unsicherheiten der übrigen Planetenmassen erhalten als bei
den periodischen Cometen, deren Bahnlagen meist Annähe-
rungen an mehrere Planeten bedingen. Jedenfalls geben
die meisten Cometen mit erheblich grösserer Schärfe Bedin-
gungsgleichungen zwischen mehreren Planetenmassen, als Be-
stimmungen der einzelnen, während bei kleinen Planeten das
Verhältnis s etwas günstiger ist.

Vierlelphrsschrirt der Astronomischen GcselUchall, 24. Jahrgang,
I. Heft.

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Der unterzeichnete Vorsitzende der Astronomischen Ge-
sellschart verlässt behufs Ausführung einer Beobachtungsreihe
Europa für längere Zeit, und hat aus diesem Anlass seine
Befugnisse und Geschäfte in Gesellschaftsangelegenheiten für
die Zeit vom i.'Mai bis zum Ende der laufenden Geschäfts-
periode an Herrn Gyld6n als seinen für den Verhinderungs-
fall bereits bei der letzten Vorstandswahl designirten Stell-
vertreter übertragen.

Ausgenommen von dieser Uebertragung sind alle Ge-
schäfte des Zonen-Unternehmens, für deren unveränderte Wahr-
nehmung durch den Unterzeichneten innerhalb vorgenannter
Zeit besondere Vorkehrung getroffen ist.

Berlin 1889 April 28. A. Auwers.

Einladung

■ Astronomen- Versammlung in Brüssel.

Der Vorstand der Astronomischen Gesellschaft beehrt
sich die Herren Mitglieder zu der Statuten massigen Versamm-
lung, welche nach Beschluss der letzten Versammlung im
laufenden Jahre In Brüssel stattlinden soll, einzuladen. Die
Versammlung ist auf die Tage

Dienstag den 10. bis Donnerstag den la. September

anberaumt.

Die Sitzungen werden Dienstag, 10 Uhr Vormittags, im
Palais des Academies eröffnet werden; nähere Mittheilungen
können auf der Sternwarte bereits Tags zuvor entgegenge-
nommen werden.

Anträge oder Mittheilungen, welche die Herren Mit-
glieder auf der Versammlung an die Gesellschaft zu richten
beabsichtigen, sind nach § 27 der Statuten vothet ^>*^ ^*^^

VkKtlJiihnscIir. d. Ailronon. Ü«<llich>ri. ». h

Vorstande einzureichen. Derselbe bittet derartige Anträge
oder Mittheilungen wo möglich bis zum 7. September, in den
letzten Tagen vor diesem Tennin unter der Adresse der
Brüsseler Sternwarte , bei einem Vorstandsmitgliede anzu-
melden.

Zugleich wird dringend ersucht, von wissenscfaa filichen
Vorträgen oder Berichten druckfertige Manuscripte sogleich
im Laufe der Versammlung den Schriftführern einzureichen.
Spätestens müssen solche Manuscripte bis zum 30. September
eingehen, wenn ihre Berücksichtigung für den mit möglichster
Beschleunigung auszugebenden Bericht über die Versammlung
gesichert werden soll.

Stockholm, Bonn, München, 1889 Juni la

Der stellvertretende Vorsitzende: H. Gyld^n.
Die Sdiriftführer; £. Schönfeid, H. Seeliger.

Dem Berichte über die bevorstehende Versammlung zu
Brüssel soll wie gewöhnlich als Anlage ein neues Mitglieder-
verzeichniss beigegeben werden. Die Herren Mitglieder wer-
den wiederholt ersucht, alle ihnen bekannten Unrichtigkeiten
des neuesten Verzeichnisses vom Jahre 1887, insbesondere
die sie betreffenden Aenderungen in den angegebenen Adres-
sen, baldigst, soweit dies nicht schon geschehen ist, einem
der Herausgeber, oder auch einem andern Mitgliede des Vor-
standes mitzutheilen.

Die Gesellschaft hat ihr Mitglied
Dr. Warren de la Rue in London
19. April 1889 durch den Tod verloren.

Nekrolog.*

Karl Knorre,

Sohn des ausserordentlichen Professors der Astronomie an

der Universität Dorpat, Christoph Knorre, ist geboren in

Dorpat, den 28. März (9. April) 1801. In seinem zehnten

* Es ist den Herausgebern erst jetzt möglich gcwordcD, einen
Lebensabriss des bereits vor fnsl sechs Jahren verslorbeneo Mitgliedes
der Gesellschaft, Gehcimralh KDorre, zum Abdruck lu bringen. D^
votliegende ist denselben von sehr geschälzter Hand zugegangen, una
wird auch jetzt noch den Lesern, insbesondere den allen Frenndeo
des Verewigten, von grossem Interesse sein. Seh.

Lebensjahre schon verlor er den Vater, und da die Mutter
als unbemittelte Wittwe mit drei Söhnen zurückblieb, nahm
sie ihr Bruder Karl Senff, ebenfalls Professor an der Univer-
sität Dorpat, mit den Kindern zu sich.

Knorre hatte im frühesten Kindesalter grosses mathe-
matisches Talent gezeigt, welches, durch den anregenden
Unterricht seines Vaters rasch entwickelt, in ihm eine ent-
schiedene Neigung für die exacten Wissenschaften weckte
und ihm die Möglichkeit gab, noch bei Lebzeiten des Vaters,
im Alter von 8 Jahren, weniger Befähigten in der Mathe-
matik Unterricht zu ertheilen. Nach des Vaters Tode unter-
stützte der Knabe mit dem kleinen Ertrage seiner Stunden
die Mutter.

1812 trat Knorre in das Dorpater Gymnasium ein, und
5 Jahre später bezog er die Universität, wo er auf Wunsch
seines Onkels Theologie studiren sollte. Da er sich aber
mit diesem Fache nicht befreunden konnte, so gab er es
sehr bald auf und ergab sich mit Eifer und Lust dem Selbst-
studium der Mathematik und Astronomie, welche Fächer er
nie auf einer Universität studirte. Während der kurzen Zeit
seines theologischen Studiums beobachtete er des Nachts auf
der Sternwarte. In derselben Zeit Übernahm W, Struve die
Vermessung Livlands, wobei er Knorre zu seinem GehUlfen
wählte und auf diese Weise seinem Lieblingsstudium neue
Nahrung gab.

Im Juli 1820 wurde er auf Struve's Empfehlung und
auf den Wunsch des Admirals Greigh als Professor der prak-
tischen Astronomie bei der Steuermannsschule in Nikalajew
angestellt, weiche Stelle ihm die schönsten Aussichten eröff-
nete, indem mit derselben die Direction einer unter seiner
Leitung zu erbauenden Sternwarte verbunden war. Allerdings
war diese aufkeimende Stadt noch eine beinahe vollständige
Einöde, woselbst der junge strebsame Mann, abgeschieden
von der höber gebildeten Welt und dem geistigen Verkehr
mit Fachgenossen, ganz auf sich allein und seine Bücher
angewiesen war. Aber die Illusionen und süssen Hoffnungen
der Jugend Hessen kein Bedenken aufkommen, und so zog
er denn, ein 19 jähriger Jüngling, frohen Jugendmuth im Her-
zen und heiteren Blickes in die Zukunft, vom Baltischen
zum Schwarzen Meere, wo er einen Kreis von Zuhörern er-
hielt, die ihm alle an Jahren voraus waren.

Die Flotte des Schwarzen Meeres stand damals unter
der Leitung des Admirals Greigh ; diesem geistvollen und
edlen Manne verdanken viele nützliche Institute ihr Dasein,
und unter ihnen nahm auch die Sternwarte in Niko\a.jew
einen ehrenvollen Platz ein. Ihr waren folgende A.^^aa.\ieti

g'estellt; i) den Anforderangen und Bedürfnissen der Marine
zu genügen, 2) den Mittelpunkt der bevorstehenden hydro-
graphischen Arbeiten zu bilden, und 3) eigentlich wissen-
schaftlichen Zwecken zu dienen. Mit Eifer und Thatkraft
machte sich Knorre an alle diese Aufgaben und verschaffte
ihr durch seine Arbeiten einen ehrenvollen Ruf unter den
Sternwarten Europa's. Im vierten Jahre nach Antritt seines
Dienstes, also 18Z4, verschaffte Admiral Greigh seinem jun-
gen Astronomen die Mittel zu einer zweijährigen Reise ins
Ausland. Knorre besuchte die vorzüglichsten Sternwarten
und Werkstätten für astronomische Instrumente in Deutsch-
land, England und Frankreich, und lernte die Heroen seiner
Wissenschaft persönlich kennen. Im Sommer 1827 traf er
in München mit Bessel zusammen, der ihm einen Theil der
Rechnungen für seine Tabulae Regiomontanae übertrug,
welche 1830 in Königsberg erschienen.

Im Herbst 1827 traf er wieder .in Nikolajew ein und
bezog seine neue, fast vollendete Sternwarte, der er sich seit-
her 51 Jahre hindurch mit Hingebung und Eifer vmausgesetzl
gewidmet hat; und zwar war er gezwungen, alles allein
zu machen, da von einem Assistenten oder einer andern
Hülfe bei seinen Arbeiten nie die Rede sein konnte. Zu-
gleich hielt er in der Steuermanns schule Vorlesungen über
praktische Astronomie bis 1865, in welchem Jahr diese An-
stalt geschlossen wurde, da die Flotte des Schwarzen Meeres
nicht mehr bestand. Auf diese Weise waren alle Sleuer-
mannsofficiere seine einstmaligen Schüler, und nicht wenige
darunter, die er zu tüchtigen Fachmännern ausgebildet hatte.
Unter seiner Leitung und Mitwirkung sind dreissig Jahre
hindurch detaillirtc Vermessungen der Küsten des Schwarzen,
Asow'schen und Marmara -Meeres, sowie der sie verbinden-
den Meerengen und der in sie mündenden Flüsse ausgeführt
worden (durch die Gebrüder Manganari), Den Anfang dieser
Vermessungen machte er im Sommer 1822 persönlich; femer
gab er Anweisungen, sowohl zu den Beobachtungen, als ancb
für die weitere Bearbeitung , bestimmte die Formeln zur
Berechnung der Beobachtungen, unterzog sie einer genauen
Prüfung, und berechnete viele derselben selbst. Seine hy-
drographische Thätigkeit beschränkte sich jedoch nicht auf
diese Arbeiten allein. Admiral Greigh, der seine vielseitige
Bildung und seine mathematischen Kenntnisse zu schätzen
und zu verwerthen verstand, beauftragte ihn unter andcnn
auch mit der Lösung und Ausarbeitung verschiedener Pro-
bleme, Fragen, den Schiffsbau betreffend, die er, obgleich
sie gar nicht in sein Fach schlugen, dennoch vollständig l>c
wältigte.

Von Knorre's Werken sind im Druck erschienen;
i) Der Ort des Polarsterns für jeden Tag der Jahre
1823—30 (Nikolajew, 1824).

2) Der Ort des Sterns t Ursae minoris für jeden Tag
der Jahte 1823 — 30 {Nikolajew 1824).

3) Blatt 5 der Berliner Akademischen Sternkarlen nebst
Sternv erzeich ni SS (Berlin 1835).

* In russischer Sprache :

4) Rasreschenie . . . (Auflösung der Dreiecke, Nikola-
jew 1832)*.

5) Issljedowauie . , . (Untersuchungen Über die Pro-
gressika. Nikolajew 1838)"*.

6) Nastawljenie . . . {Anweisung zur Bestimmung der
Polhöhe, Uhrcorrection und des Fehlers des Instru-
mentes nach der Gauss'scheo Methode. Nikolajew

'»>')■

7) Onjebesnich.,. (Ueber die Himmelskarten, deren Aus-
arbeitung von der Berliner Akademie der Wissen-
schaften übernommen worden ist. Nikolajew 1836).

8) Mnjenie . . , (Gutachten über das Werk des Professor
Sawitsch r Anwendung der praktischen Astronomie
zu geographischen Ortsbestimmungen. St. Peters-
burg 1845J.

9) Isjassnjenie . . . (Auseinandersetzung der Bessel'schen
Methode zur Verbesserung der Monddistanzen. Ni-
kolajew 1837).

10) Opredjeljenie . , . (Bestimmung des Collimationsfehlers
des Spiegels am magnetischen Theodoliten. Nikola-
jew 1869).

1 1) Ljekzii . . . (Vorlesungen übet praktische Astrono-
mie, vorgetragen in der Steuermannsschule der Flotte
des Schwarzen Meeres).

Ausser diesen Schriften ßnden sich von ihm noch Auf-
sätze in Schumacher's Astronomischen Nachrichten, in De-
midolTs Voyage dans la Ruxsie meridionale et la Crimee;
vieljährige magnetische und meteorologische Beobachtungen
in den Kupffer'schen Sammlungen, und mehrere kleine Ab-
bandlungen und Uebersetzungen. Zu den in Odessa und

* In diesem Werkchen wird die ebene Trigonomelrie als Spe-
ciatfall der sphtirUchen behandelt. Indem man die Seiten eines spViä-
tischcD Dreiecks unendlich klein weiden lässt, verwandelii sicti die
Formeln in diejenigen ebener Dreiecke,

*' Die Linie ist von der dritten Ordnung, kat die G\c^^^^^^
{n— l)xy'-\- ay':^6'nx
und wird in russischer Sprache „Progressika" ansgesptt. i,eV- ^^* W'^'Ö-
in der SchiETsbaukunst Anwendung. ^"

angewiesen. Dies empfand er oft schmerzlich, wenn gleich
andererseits seine Stellung ihn sehr befriedigte, da sie zu
den angesehensten und unabhängigsten gehörte.

Nach Beendigung des Krimkrieges verlor Nikolajew, das
durch seine Admiralität, seine Sternwarte und endlich als
Sitz der Hauptverwaltung die Aufgabe hatte, den Bedürfnia>
gen der Flotte des Schwarzen Meeres zu dienen, seine eigent-
liche Bestimmung, und selbstverständlich verlor infolge davon
auch die damit verbundene Sternwarte den Zweck ihres Be-
stehens, und damit die Höhe ihrer Stellung. So vielverspre-
chend und wichtig für die Zukunft Greigh's Schöpfungen in
Nikolajew waren, so bedeutend die in Aussicht stehendeik
Erfolge, so mächtig und vernichtend wirkte der Schlag, der
nach dem Friedens tractat von 1856 erfolgte, Knorre erfüllte
dies mit Sorge und Betrübniss; seine Hoffnungen für die
Zukunft seiner Sternwarte waren zerstört. Jedoch entmu-
thigte ihn dies keineswegs und beeinträchtigte nicht seine
Energie. Mit stetem Streben und Eifer fuhr er in der ge-
wohnten Thätigkeit fort, sowohl in Erfüllung seiner Amts-
pflichten, als auch in seinen wissenschaftlichen Arbeiten, in
denen er allerdings sehr gehemmt wurde durch die ungün-
stigen Verhältnisse, die infoige der eben genannten Kata-
strophe eintraten. Die Sternwarte, welche als Attribut der
Marine ihren Ruf als solche und somit auch ihre Hauptbe-
deutung eingebüsst hatte, trat in den Hintergrund und wurde
wenig mehr berücksichtigt; es fehlten ihr die Mittel zur Be-
streitung verschiedener Ausgaben, so namentlich zum Ankauf
neuer astronomischer Instrumente, die Knorre bei seinen Ar-
beiten und Beobachtungen nothwendig brauchte. Was ihr
als wissenschaftliches Institut ihre ehrenvolle Stellung und
ihr ferneres Bestehen nur noch hauptsächlich erhielt, waren
der europäische Ruf und die hochgeachtete Persönlichkeit
ihres Directors. Um daher die Leistungen der Sternwarte
billig und gerecht zu beurtheilen, müssen diese drückenden
Umstände berücksichtigt werden. In dieser Weise und in-
mitten so entmuthigender Zustände verwaltete Knorre sein
Amt und seine ihm so lieb gewordene Sternwarte noch 13
Jahre, bis zum Sommer 187t; dann aber, ein 70jähriger,
sehnte er sich nach Ruhe. Nachdem er noch am 7. Juli
1870 sein fünfzigjähriges Dienstjubiläum gefeiert hatte, reichte
er nun seinen Abschied ein. Diese Angelegenheit stiess an-
fangs auf Schwierigkeiten und zog sich in die Länge, da
seine Verabschiedung höheren Orts nicht gewünscht wurde.
Nach Verlauf eines Jahres aber, im August 1871, erhielt et
denselben und schied mit dem Range eines Geheimraths aus

Jahresberichte der Sternwarten für 1888.

Basel.

Das Meridian -Instrument diente im Sommersemester im
Anschluss an die Vorlesungen des Assistenten zu regelmäs-
sigen Uebungen im astronomischen Messen, das Aequatoreal
zur Demonstration. Im Meridiansaal wurde der aus archi-
tektonischen Gründen complicirt gebaute und schwer beweg-
liche Verschluss der Nordspalte entfernt und, wie dies früher
schon für die Südspalte geschehen war, durch eine einfache
Thüre ersetzt. Für das Meridian Instrument wurde vom Me-
chaniker der Anstalt ein Zählwerk für die ganzen Umdre-
hungen der Schraube des beweglichen Fadens hergestellt,
ferner von der Soci^t^ genevoise eine ziemlich tiefgreifende
Umänderung der Umlege Vorrichtung ausgeführt, so dass das
Durchschlagen des Instruments nun wesentlich rascher von stat-
ten geht. Zur Sicherung eines ununterbrochenen Ganges der
elektrischen Uhren und Registrirapparate wurden sämmtlichen
Batterien Reservebatterien zur Seite gestellt. Ueber die an
den Instrumenten zur Zeitbestimmung ausgeführten Mes-
sungen erschien ein gedruckter Bericht in den Verhandlun-
gen der naturforschenden Gesellschaft zu Basel, TheilVIU,
8.591—603.

(Im Auflraee des Directors von dem Assistenten für Astronomie

und Meteorologie, Herrn Dr. A. Riggenbach eingesandt.)

Berlin.

Die Instrumente und sonstigen Einrichtungen der Stern-
warte haben im Jahre 1888 keine erhebliche Veränderung er-
fahren.

Das Personal der Sternwarte ist dagegen durch die
Anstellung eines dritten etatsmässigen Assistenten in dan-
ken swerth es ter Weise verstärkt worden. Die neue SteHe
wurde unter Berücksichtigung der erforderUchen manoigfe^*^
Bethätigung der hiesigen Sternwarte nach der Sei^^ \oiv "E-YeV-

der Sterne mehrfach begtimmt. Zur Erleichterung der letz-
teren Untersuchung ist jetzt i(l der Werkstätte von Bamberg
auf meinen Vorschlag eine GitteTvorrichtung, nach Art dei
von Repsold zuerst am Heliometer des Yale College Obser-
vatory angebrachten, ausgeführt worden.

Ftlr die Bestimmung der Aufstellung des grossen Me-
ridian- Instrumentes wurden während des Jahres iS8ä aus-
geführt

i8i Bestimmungen des Aziroutbes aus Folstemen,
31 > des Collimationsfehlers,

406 > der Neigung der Axe.

Die Reduction, bei welcher, wie bei einem Theil der
Kreisablesungen, Heri Dr. Zwink wie früher Hülfe geleistet
hat, folgt den Beobachtungen stets unmittelbar, selbstver-
ständlich abgesehen von denjenigen Untersuchungen, welche
auf die Gesammthcit der Beobachtungen nach Abschlass der
bezüglichen Reihen zu gründen sein werden.

Nicht ohne Interesse dürfte die Mittheilung sein, dass
am Meridian -Instrument ein neuer sehr enger Doppelstern
(vgl. V.j.S, Bd.22, S. 79) aufgefunden wurde, und zwar der
zu dem Fundamental-Cataloge gehörige Stern 6. Grösse, Br, 6,
1888.0 :o'' gipg +76° 19/7. Derselbe schien mir zuerst bei
der Beobachtung am 25. October i388 verdächtig, nämlich
keilförmig im Fositionswinkel 90°; unabhängig davon notirte
ich ihn am 11. November als länglich im FW. g$°, mit bis-
weilen bemerkbarer Trenaungslinie. Die Componenten wür-
den nahe gleich hell sein, der sequens vielleicht ein wenig
schwächer. Die Vergrösserung betrug, wie bei allen Meridian-
kreisbeobachtungen, 210, und die Oellnung war auf 140mm
abgeblendet. Ich habe den Stern später am Refractor von
244 mm Oeffnung am 5, und 7, Februar 1889 mit Vergrös-
serung 260 und 440 untersucht, und es trat auch hier, trotz-
dem die Luft an beiden Abenden ungünstig war, die läng-
liche Gestalt sofort hervor, zuweilen glaubte ich die Tren-
nung zu erkennen. Eine rohe Einstellung des Positionswin-
kels ergab mir 90°, Herr Dr. Knorre fand unabhängig 96°;
die Duplicität dürfte hiernach wohl ausgemacht sein, jeden-
falls wird sie sich an einem stärkeren Instrument leicht con-
slatiren lassen. Bekannt scheint dieselbe noch nicht zu sein,
und da der Stern auch bei OS fehlt, wo alle nördlichen
Sterne einschliesslich der Grösse 7" mit Vergrösserung 412
am i5Zöller untersucht sind, so gebort er vielleicht zu den
rasch bewegten Paaren und verdient besondere Bea.c\\\.>i'ft.%,
auch in Hinsicht auf seine alsdann nicht unberteliVi^"-^^^*^"
Wendung als Fundamentalsten!.

An einem provisorisch aufgestellten Reff^ -r •J'*''^^'*^!^"

durch die Einführung der elektrischen Beleachtnng an den
Mikroskopen eTfahien. Der Strom wird erzengt durch je
6 ßranville - Elemente, und die Beleuchtung geschieht durch
je ein Glühlämpchen, welches am Keflector des Mikroslcopes
angebracht ist. Jedes einzelne Glühlämpchen wird vom Be<
obachter durch Druck auf einen in der Nähe, aber ganz ge-
trennt vom Instrumente angebrachten Knopf nur für wenige
Secunden ins Spiel gebracht. Neuerdings ist auch jedes ein-
zelne Läropdien mit einer kleinen Regulirung des Widerstan-
des versehen worden. Bei dieser eingeschränkten, aber völlig
genügenden Art des Kraflverbrauches erbalten sich die Ele-
mente and die Lämpchen viele Monate lang in unveränderter
Leistung.

Als sehr nützlich hat sich bei diesen Beobachtungen
auch die von Dr. Knopf durchgeführte Umwandlung der Fcld-
beleuchtung in F adenb eleu cht ung nach der von Prof. Abbe
angegebenen und von Dr. Czapski in der Zeitschrift für In-
strumentenkunde, Jahrgang 1885 S. 547 beschriebenen Me-
thode erwiesen. Durch Anwendung dieser Fadenbeleuchtung
wird es dem Beobachter möglich, in den Meridian-Beobach-
tungen von Sternen eine Grössenklasse weiter zu gehen, als
bei dunklen Fäden und möglichst abgeschwächter Feldbe-
leuchtung. Der Collimationsfehler des Fadennetzes scheint
bei diesem B e leuch tu ngs Wechsel keine merkliche Aenderung
zu erfahren, eine genauere Messungsreihe hierüber ist aber
noch nicht abgeschlossen.

Am Universal - Transit hat Herr Dr. A. Marcuse nach
seiner Rückkehr aus Chile eine Beobachtungsreihe begonnen,
mit welcher er im ersten Vertical die Declinationen aller
Sterne bis zur 7"" Grösse, welche in der Bonner Durch-
musterung enthalten sind und zwischen dem Berliner Zenilh
und dem einen Grad südlich davon liegenden Parallelkreise
culminiren, bestimmen will.

Die Anzahl dieser Sterne beträgt gy, worunter sich 14
Fundamentalsteme behnden, die nahezu gleichmässig in JR
vertheilt auftreten. £s wurde zunächst beabsichtigt, von jedem
Stern wenigstens drei Beobachtungen anzustellen und die
Fundamentalsteme so oft als möglich zu beobachten.

Nach einigen Vorarbeiten und einigen Untersuchungen
des Instrumentes konnte mit den eigentlichen Messungen zu
Anfang Mai 1888 begonnen werden. Von da ab bis Ende
Dccember ist das Transit unverändert im ersten Vertical zu
diesen Declinationsmessnngen benutzt worden, und es gelang,
von den 97 Sternen öo durchschnittlich zweimal, aHS^eTÄcm
10 Fundamentalsterne je viermal vollständig zu ^obaÄteTi,
d, h. Ost- und West-Durchgänge an je 15 Fäder\ m c<^^^*^

Da jedoch das Uni
ab zur Untersuchung vo
Horrebow'schen Methode
(siehe die obigen Angab
Küstner), und die bezUgli
Sternwarte Herrn Dr. Ma
mUssen die vorerwähnten
weilen ruhen.

Ausser obigen Beol
hat begonnen werden k
Bearbeitung der von H.
1873 am hiesigen grosse
ten RectascenaioDS - Beob
mental -Catalogs der Astri
mit welcher Arbeit er b
Chile betraut gewesen wa
der „Beob ach tungsergebni
jin" enthalten, welches an
öffentlichung und zur Ver
hält die definitive Verwei
sions-Bestimmungen von
an 584 Beobachtungstager
ruar 6, beobachtet worde
fassen sämmtliche Stern«
Astronomischen Gesellsch
Sterne, deren Positionen
Publication XVII derselb«

Der Bericht des He;
liehen Zeitdienst lautet fo

Den öffentlichen Zei
theilen, dass die nach mil
387 die vorgeschriebener
zweimal im Laufe des ]
hat, nämlich am 2 1 . Juli,
aufgeklärte grobe Störung
und in den Tagen vom 4
allmählich bis iM nachge
Abweichung der Uhr von
Zehntel der Zeitsecunde z
wichte mussten im ganzen

Bei dem Zeitballdie:
im letzten Jahre gegeben
den, und zwar durch voi
Mechanismus des Balles,
ches der deutschen Uhrm

reich Sachsen ertheilt wird, ist im Jahre 1888 in zwei Fällen
durch Störungen in der telegraphischen Verbindung vereitelt
worden. Seit dem i. October 1888 wird nunmehr auch der
Physikalisch-technischen Reichsanstalt in Charlottenburg bei
Berlin auf ihr Ersuchen zweimal wöchentlich genaue Zeit
durch elektrische Signale unter Benutzung der Telephon-
Leitungen übermittelt. Die Signalgebungen lassen sich sehr
exact ausführen und sind Störungen wenig ausgesetzt; es
sind noch weitere bei der Sternwarte beantragt.

Die Bibliothek hat sich im Jahre 1888 um 175 Num-
mern vermehrt. Die Zahl der Accessions-Nummern hat jetzt
7000 überschritten.

W. Foerster.

Das mit der Sternwarte verbundene Recheninstitut hat
im Jahre 1888 das astronomische Jahrbuch für 1890 heraus-
gegeben und den Jahrgang 1891 des Jahrbuches vorbereitet.

In dem Institute sind ferner verschiedene Rechnungen
ausgeführt, die sich hauptsächlich auf Elementen Verbesserun-
gen und Störungsrechnungen (specielle und allgemeine) für
einige der zuerst entdeckten kleinen Planeten beziehen.

Von den Circularen, welche Beobachtungen und Be-
rechnungen der kleinen Planeten enthalten, sind im Jahre 1 888
die Nummern 311 — 333 erschienen. Es sind in denselben
ausser den Planetenbeobachtungen und Angaben von Ver-
gleichstemen 26 Elementensysteme und 46 Ephemeriden mit-
getheilt, von denen in Berlin 18 Elementensysteme und 33
Ephemeriden berechnet sind.

Von den Correspondenzen über Planeten-Beobachtungen
sind gleichfalls 23 Nummern (274 — 296) erschienen.

F. Tietjen.

Bonn.

Im Jahre 1888 hat in dem wissenschaftlichen Personal
der Sternwarte eine Aenderung nicht stattgefunden, ich selbst
aber war noch mehr als im Jahre vorher, nämlich bis in die
zweite Hälfte des October hinein, als damaliger Rector der
Universität durch Verwaltungsgeschäfte vielfacher Art in der
Verfolgung fachwissenschaftlicher Untersuchungen behindert,
und selbst in den letzten Monaten des Jahres haben Arbeiten,
die nothgedrungen bis dahin liegen geblieben waren (wie
z. B. solche für diese Blätter), mich mehr in Anspruch ge-
nommen als die Beobachtungen.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 04. 7

Die Bearbeitung der Meridianzone +40^ bis +50^
durch die Herren Deichmüller und Mönnichmeyer ist im ab-
gelaufenen Jahre in gewohnter Weise fortgeschritten. Was
die Beobachtungen anlangt, so finden sich zwar immer nodi
einzelne Sterne, welche entweder noch einer progranunmäs-
sigen zweiten, oder einer revidirenden dritten Beobachtung
bedürfen; die Gruppen von nahe gleichzeitig culminireudea
Sternen aber, wie sie bis dahin die Vervollständigung des
Beobachtungsmaterials so sehr gehemmt und verlangsamt
haben, sind zur Zeit sämmtlich durchgearbeitet. £s wurden
im ganzen (Dr. Deichmüller am Femrohr, Dr. Mönnichmeyer
am Mikroskop) durch 176 Beobachtungen von Anhaltsternen
632 Zonensteme bestimmt, welche meist dem Areal der
Milchstrasse angehören. Diese Beobachtungen mussten übri-
gens im Sommer beschränkt werden, da die Arbeiten des
Herrn Mönnichmeyer durch seine Einberufung zu einer acbt-
wöchentlichen militärischen Dienstleistung eine zeitweise Un-
terbrechung erlitten.

Die Reduction dieser Beobachtungen auf 1875.0 ist
ohne Rückstände ausgeführt; die Nullpunkte sind von Henn
DeichmüUer, die Reductionstafeln und die einzelnen Stern-
örter von Herrn Mönnichmeyer berechnet worden.

In betreff der Bearbeitung des Zonencatalogs erlaube
ich mir auf den in Band 22 der V.J.S. enthaltenen Jahres-
bericht für 1886 zu verweisen. Die Zusammenstellung der
Sterne nebst der Prüfung der sich dabei ergebenden Zweifel
über Positionen und Reductionen ist von Herrn Deichmüller
ausgeführt, die Praecessionen und ihre saecularen Aenderun-
gen von Herrn Cand. Oskar Stumpe aus Hirschberg in Schle-
sien berechnet worden. Es wurden im Berichtsjahre die
Stunden 7\ 8^ 16**, 17^, 19*» fertig gestellt.

Die ausserhalb der Zone bestimmten Sterne sind meist
solche mit stärkerer Eigenbewegung oder Veränderliche. Ich
hebe aus denselben den von Sawyer als veränderlich erkann-
ten Stern U Ceti heraus, weil die folgende von Deichmüller
1888 Dec. 6 bestimmte Position die einzige genaue ist, die
bis jetzt bekannt geworden zu sein scheint:

1888.0 2»»28"2i?28— i3°38'26r'o 7'?g
Praecession 1875.0 +2?8764 +i6f'030
Variatio saecularis +0.0031 —0.259

Eine weitere kleine Beobachtungsreihe, die Deichmüller
angestellt hat, betrifft die Bestimmung der iR-Diflferen« von
Mira Ceti und seinem bekannten Begleiter —3° 355 durch
gleichzeitige Durchgangsbeobachtungen am Meridiankreis; es

«1«

welchem im Frühling 1888 die dritte Erscheinung stattfand
Da die bisherigen Elemente 8' in Länge abwichen, so hat
Herr Mönnichmeyer eine grössere Bahn Verbesserung begOD-
nen, für welche am Scliluss des Jahres bereits die Jupiter-
störungen von 1885 Juti 21 bis 1888 April 16 fertig berechnei
vorlagen.

Schönfeld.

Breslau.

Der Umfang und die Gegenstände der Beobachtungen
und sonstigen Thätigkeit der hiesigen Sternwarte sind im
wesentlichen dieselben wie in den nächst vorhergehenden
Jahren geblieben. Bei den meteorologischen Beobachtungen
konnte vom i. Juli ab die bisher von dem Signal OfHce in
Washington gewünschte Beobachtung um i'-S" B res lau er Zeit
(=0'' Greenwich) aufgegeben und für das System der Simul-
tan-Beobachtungen (unter Gestattung eines gewissen Spiel-
raums bei den Land-Beobachtungen) die gewohnliche 2*' Be-
obachtung verwendet werden, so dass von hier ab die Zahl
der täglichen meteorologischen Beobachtungen sich auf 4 be-
schränkte. Bei dem Personal der Sternwarte traten dadurch
Veränderungen ein, dass vom I. Mai ab Herr Dr. Lachmann
und vom i. August ab Herr Dr. Koerber die Sternwarte
verliessen und verwandte Stellungen in Berlin angenommen
haben. An ihre Stelle sind Herr Rechenberg und Herr Grund-
mann getreten. Die regelmässigen Zeitbestimmungen sind
bis zum I. Mai noch von Herrn Dr. Lachmann, von da ab
von Herrn Rechenberg ausgeführt worden. In den Sommer-
Monaten von Ende Juni bis Anfang September ist die hie-
sige Sternwarte nochmals in das System der Längenbestim-
mungen des K. Geodätischen Instituts einbezogen worden,
indem die Längendifferenzen der Schneekoppe von Berlm und
von Breslau bestimmt wurden. Auf der Schoeekoppe selbst
leitete Herr Prof. Albrecht die Beobachtungen, hier in Breslau
wechselten als Beobachter die Herren Borrass und Richter,
und trat zu regelmässigen Hülfeleistungen Herr Rechenberg
noch mit ein. Der Ort der Aufstellung war derselbe wie im
Jahre 1885 in nächster Nähe der Sternwarte auf dem jen-
seitigen Oderufer, wobei der noch stehen gebliebene frühere
Pfeiler benutzt werden konnte und eine erneute Verbindung
mit der Sternwarte daher nicht erforderlich war.

J. G. Galle.

Observations aux Instruments m^ridiens. Oo
s'est occup^ de la reduction des observations faites au cercle
meridien de Repsold dans le but de dctcnniner la vanabilite
de l'azimut. A partir du mois de juin, cette correction a pu
Ctre considSree comme ä peu prös constante. Ces observa-
tions ont aussi iti employ^es pour la di^termination de l'heure.

Du 4 avril an 30 septembre, M. Byl, assistaDt, a de-
termind 200 fois le nadir. Ces observations serviront ä la
detenniaation de la Variation de la verticale. Blies ont dte
faites ä. la demande de M. A. d'Abbadie, de l'Institut, et
pourront ötre compar^es ä celles que ce savant effectue r^-
guli6rement depuis de longues ann^es 4 Abbadia, pr^s de
Hendaye.

Observations aux ^quatoriaux. Au grand equa-
torial (38 Cent.), M. Niesten, astronome, a poursuivi ses me-
sures d'dtoiles doubles dont la distance maximum est de
2". II a fait dgalement une Serie d' observations d'occulta-
tions d'dtoiles par la Lune, et pris des dessins de l'aspect
physique des planstes Mars et Jupiter. 11 a publie dans les
Bulletins de TAcadiSinie des sciences de Belgique (3' serie,
T. XVI), une notice intitulee: Mars pendant l'opposition
de 1888.

M. Stuyvaert, astronome-adjoint, a effcctu^ les observa-
tions dt^signdes ci-aprds:

1° Com^tes Brooks et Barnatd;
2° Aspect physique de la Lune.

L'eclipse de Lune du 28 janvier a etti observie avec
soin par le personnel astrononiique.

Service de l'heure. II n'y a rien de particulier ä
signaler ä propos de ce Service, qui continuc k fonctionner
trf^s reguli^rement,

Mecanique Celeste. M, C. Lagrange, astronome, a
fait connaitre dans les Annales de l'Observatoire une Mdthode
simple pour caiculer les variations des Clements des orbites
planutaires sans passer par la fonction perturbatrice, et pu-
blik, dans les Bulletins de l'Acaddmie (3= seric, T. XVI), des
Recherches sur les Forces en action dans le Systeme du mondc.

Astronomie spherique. Le Directcur de l'Obser-
vatoire a publie dans le Tome XLVII des Mdmoires in 4°
de l'Acaddmie le dernier fascicule de sa Thdorie des mou-
vements diurne, annuel et s^culaire de \'a,xe dvi
monde, dont le premier fascicule, qui renferme \* ^\>fewe
de la nutation diurne et de la nutation annueV\- a V^'cvj. »•
muitanement en fran<;:ais, en allemand et en ^^ \«^-

9«

Jusqu'4 ce jour, il s'est appliqi
k rflimontrer, par des miSthodes tres
la nutatioa diume et 4 eo detenninci
constantes, Voici les r^snltats des
it& faites:

IKieff . .

'109

9*19-

! Harvard College

077

9!S

Bonn . . .

136

Bruiclles .

Poulkova .

>i ii

Gteenwich

10 i;

.'Washington

11 J6

Cotdoba .

10 i;

n des catalogues en £ F

R Poulkova-WashingloB

o."o885+o.'oo84
0.508

0.1655+0.006 1
0-2353lo-oo6 i

Spectroacopie. L'observation physique du soleil a
it& faite r^guli^rement par M. Sp^e, astronome.

M. Fievez, astronome, a continue ses recherches sur
l'origine des raies spectrales et de leurs renversements. Par
la superpositioQ de rayons lumineux de mSmes longueurs
d'onde mais differents de marche et d'intensiti, provenaat
de sources diff^rentes, il est parvenu d reproduire tous les
ph^Qom^nes d'ölargissement et de reaversement des raies
spectrales se maaifestant, dans une seule source, sous t'inflti-
eoce d'un accroissement de tempdrature, de pression, etc.
La th6orie de l'absorption ne pouvant rendre compte de la
plnpart de ces ph^nom&nes, M. Fievez les a rapport^s ä la
th^orie onduIatoiTe.

Photographie Celeste. L'ätat du ciel a 4t£ peu fa-
vorable, en 1888, aux exp^rieoces de Photographie. M. Prinz,
aasistant, qai est provisoirement chargü de ce Service, a pu
prendre cependant quelques clich^s int^ressants, entre autres
de la Lune. Giäce k l'emploi d'un appareil d'agrandissement
choisi parmi les objectifs microscopiques, dont M. Prinz a
pr^conis^ l'emploi depuis plusieurs ann6es d6j4, il obtient des
Images de notre satellite de 1 1 centim^tres de diam^tre.
Cette dimension peut, bien entendu, ütre d^pass^e. M. Prinz
a T^ussi aussi k obtenir des äpreuves directes, montrant
des crat^res de un ä deux centim^tres, sur lesquelles, par
cons^quent, une partie des d^tails de la carte qui a cofitä
une vie de labeur ä J. Schmidt, sont visibles.

L'6tude et la discussion de ces images ont fourni la
mati^re d'un travail sur quelques points encore discut^s de
l'orographie lunaire, travail qui est en voie d'achävement et
que M. Prinz compte pubUer sous peu.

II a obtenu ^galement des äpreuves excellentes de la
n^buleuse d'Orion. Ces epreuves montrent que la lunette
photographique de 22.5 centim^tres que le Directeur a fait
conatruire par Grubb, et qui n'a coüt6 que 5000 francs,
peut rendre d'aussi bons Services que des instruments de
40000 francs.

Eclipse de Soleil du 19 AoQt 1887. En attendant
qu'il ait terminä la discussion compl^te des observations qu'il
a faites pendant cette eclipse, M. Niesten a donni^ dans
l'Annuaire poiir i88g une notice assez (5tendue faisant coti-
naitre les remarques principales qui rcssortent imm^dialeTcient
de ses observations, Ou sait que la mission beige tlait m-
stallee k Jurjewitz, sur le Volga.

Nouvel Observatoire, De nombreuse^ oyjsetva.tvQ^js
ont et(: faites par M. Byl en vue de la d^tettw-rta^^*^^ 4fe \a.
m&idienne du nouvel Observatoire, k Uccle ^^feö^*^''^^**'^*

(Dr. B. V. Engelhardt.)

Im Laufe des Jahres iSäS habe ich am Repsold'schen
Fadunmikromcter des 12 inch Aequatoreals meiner Privat-
stornwarte zu Dresden Tolgende Beobachtungen angestellt.
Planet (78) Diana . , . wurde iu 2 Nächten beobachtet

• (öo) Sappho ... > » I Nacht

* (26j) Dresda » . i » >
Comet 1887 V(Olbers-Brooks) » . i -

1888 I (Sawerthal) ~ • lo Nächten

1888 III (Brooks, Aug.7) - • 4 ■

1 888 V (Bamard, Oct. jo) » - 4 •

1889 ... (Barnard, 1888

Sept. 2) . . . . . . 8 -

Die Saturnsatelliten Tethys, Dione, Rhea, Titan nnd
Japetus wurden in 4 Nächten gegenseitig verbunden, und
Positions winke! nebst Distanzen gemessen.

In je I Nacht habe ich Sternbeobachtungen zur Er-
mittelung der Aüfstellungsfehler des Aequatoreals angestellt,
und I Vergleich Stern für meine Cometenbeobachtung ange-
schlossen.

Auf Wunsch des Herrn Prof. W. Schur in Göttingen
habe ich in 6 Nächten die Sterne der Durchmusterung:
+65° 1021, +35° 2718, +30^2706, +23° 2869, +23° 2872,
+ i7°2928, +7°3o6g, +7^3074, +2'=3036, — 1° 3130,
— 2°4i09, — 12°4447, — 12° 4448 und — 15°4268, für welche
Meridianbeobachlungen nicht vorhanden sind, an Catalog-
sterne angeschlossen. Diese Sterne hatte einst J, Schmidt
in Athen als Vergleichs lerne für seine Beobachtungen des
Cometen 1862 III gebraucht.

Meine Mikrometerbeobachtungen der Nebelflecke habe
ich in der früheren Weise fortgesetzt, und im Jahre 1888
64 verschiedene Nebel in 148 Nächten beobachtet.

Die im Jahre 1886 begonnenen Beobachtungen von 822
Bradlej' sehen Sternen mit einer jährlichen EigenbewegQng
von mindestens o."i habe ich zu Ende geführt. Im Jahre
1888 habe ich in 25 Nächten 79 Sternpaare gemessen und
142 Sterne, weiche keinen programmgemässen Begleiter hallen,
durchmustert.

Die Zeitbestimmungen wurden in der gewoV»^^^^^^**
angestellt.

Die Beobachtungen der Planelen, Comet^ vin^^ ^a.\MT.ti-
satelliten sind in den Astronomischen NachricK J^ g.tac?CÄ^«»-
Die Beobachtungen der Nebel und der Steti^^® -.j^'^id- ■s*^'*^'=-«-

I03

constante de 21 millim^tres de inercure, en fournissant tine
Variation diiime moyenno de +0TO54, a r^pondu dans une
certaine mesure ä notre attente. Nous espörona encore mieux
pour ravenir,

Les d^pOts op^rös par l'Industrie horlog^re se aont
C'lev^s au nombre de 460 pifeces, dont 5 Chronom^tres de
marine et 201 chronom^tres de poche de categorie supörieure,
qui ont support6 les ^preuves t^glementaires d'une maniSie
favorable. Les fabricants comprennent l'avantage (ju'ils reti-
rent de pouvoir accompagner leurs produits d'tin buUetin de
marcbe d^livr^ par l'observatoire, et gräce ä des concours
annuels organis^s par la Soci^td des Arts de Genöve, la va-
leur de leurs pi^tes a Hi depuis une douzaine d'annfes en
augmentant d'une mani^ie tnaiqude.

Panni les divers travaux auxquels a it& employ^ notre
äquatorial de 10 pouces, fignre la determination de 50 posi-
tions de com^tes: 1 de la Com^te d'Olbers; 28 de la co-
m^te Sawerthal; 3 de la com^te Brooks et iS de la com^te
Bamard {2 Septembre). Ces diverses positions ont itk trans-
mises aux Astr. Nachr.

Pendant l'iiclipse de lune du 28 Janvier, 23 occultations
de petites dtoiles ont €ti not^es pour repondre ä l'invitation
rev'ue de l'Observatoire de Poulkova. On a obtenu, pendant
la phase de totalite, 6 observations d'immersions et 17 d'^-

Le 24 Mai, Mr. Kammennann employant le m^me in-
strument a reconnu spontanement l'augmentation inattendue,
survenue dans l'iclat de la comfete Sawerthal, constalee i
la m^mc cpoque par d'autres observateurs : fait nouveau dana
l'histoire de la Science, dont l'explication a donne lieu ä di-
verses hypoth^ses,

Le Service m^teorologique, placd sous la surveillance
du m€me astronome, continue comme par le passd. Les com-
paratsons des divers eldmens qui le composent peuvent se
faire avec des moyennes r^sultant de 60 anndes d'observa-
tions pour la temp6rature et pour la pluie, de 50 ans pour
la pression atmospherique et de 40 ans pour la fraction de
Saturation. — Le resum^ annuel pour 1887 a pam dans le
cahier d'Aoflt 1888 des Archives des Sciences. Dans le
cahier de Mai du mf-mc Journal (T. XIX p. 442) Mr. Kam-
mermann a public une note sur l'emploi d'un thermomfelie
fronde 4 bouie mouill^e, construit sur scs indications pat Ton-
nelot 4 Paris et susceptible de rendre d'importans setvVc«.»
dans les stations mi^teorologiques en temps de oe^.

105

den. Zum OefTnen und Schliessen des Spalts dienen eben-
falls Seile, die neben dem bereits erwähnten Seil ohne Ende
dem Spalt gegenüber herabhängen, und zwar dicht neben der
Wand des cylindrischen Sandstdn- Unterbaues des Thurraes,
so das3 dadurch so gut wie gar kein Raum in Anspruch
uenommen wird. Die Aufstellung von Tischen, Schränken
gnd anderen Gegenständen an der Wand würde bei dieser
Einrichtung zu Unbequemlichkeiten fahren, aber drei tiefe
Fensternischen bieten dazu hinreichenden Raum, auch wird
der Beobachtungsraum durch den Beobachtungsstuhl bis auf
einen freien Durchgang von 0.7 Meter Breite in Anspruch ge-
nommen.

Das Heliometer ist so hoch gestellt, dass man bei ho-
rizontalem Femrohr im Meridian frei durch den Spalt hin-
durchsieht und dadurch nach Norden ein CoUima torfern röhr
von 3 Zoll OefTnung sichtbar wird,, welches in einem ge-
deckten Kasten auf dem bis zu gleicher Höhe mit dem obe-
ren Rande der Thurmwand erhöhten Treppenhause ange-
bracht werden soll. Dieser Colliraator hat den Zweck, zur
Bestimmung von Instrumental fehlem des Heliometers und
zum Focusiren des Femrohrs bei Sonnen beobachtungen zu
dienen.

Das Heliometer wurde anfangs October zu einer Zeit
aufgestellt, als das Treppenhaus nicht viel weiter als im Roh-
bau vollendet war, um noch an den Iris-Beobachtungen von
October bis December theilnebmen zu können. Das ungün-
stige VVetter und vielfache andere Hindernisse, u, a. die
zeitweise Unzugänglichkeit des Kuppelraumes und Verzöge-
rungen in der Einrichtung des Schachtes für die Gewichte
zur Uhrbewegung haben jedoch in den Herbstmonaten keine
anderen Beobachtungen ermöglicht als die, welche zu einer
vorläufigen Berichtigung des Instrumentes nöthig waren. Im
December habe ich mehrere Abende auf die Prüfting des
Objectivs verwandt und in den ersten Tagen des Jahres 1889
bei niederen Temperaturen eine Reihe von Messungen von
Plejaden ab ständen zur Ermittelung des Temperatureinflusses
begonnen.

Die Einrichtung des Heliometers ist den Astronomen
der Hauptsache nach bekannt, da das Yaie College Helio-
meter von Repsold als Vorbild gedient hat; nur sind die
Dimensionen des hiesigen Instruments grösser, indem die
Oeflnung 162 Millimeter und die Brennweite etwa 2.8 Meter
beträgt. Ueber die Leistungen dieses neuen Instmmewts
und über die damit unternommenen Arbeiten VvoRe Vc\\ m
meinem nächsten Jahresbericht nähere Mittbeil^^gen taa.c\ve»
zu können. Ausser den zur Untersuchung Qua *** '&«ä'ät6-

io6

mung der Constanten nöthigen Arbeiten ist zunächst eine
Triangulation der Praesepe in Aussicht genommen.

Am Reichenbach'schen Meridiankreise wurden die Zapfen
von Repsold abgeschliffen, und vom hiesigen Mechanikus
Becker werden daran verschiedene neue Einrichtungen, u. a.
bessere Ablese-Mikroskope angebracht ; die wesentlichste Ver-
besserung besteht darin, dass dieses Instrument nicht mehr
wie früher in der Nähe der Südwand, sondern in der Mitte
des geräumigen Saales steht und daher von allen Seiten
zugänglich ist.

Die Berechnung der Klinkerfues'schen Zonen schreitet
stetig, aber nur langsam fort, da die Reduction der De-
clinationen ziemlich zeitraubend ist. Die Declinations - Beob-
achtungen beruhen nämlich nicht auf Kreisablesungen, son-
dern es ist dabei die Gauss'sche Ablesungsmethode niit Spie-
gel und Scala, wie bei den magnetischen Apparaten befolgt;
aus der Vergleichung der Scalenablesungen mit den Dedi-
nationen der zu Grunde gelegten Sternörter müssen deshalb
durch eine Ausgleichung nach der Methode der kleinsten
Quadrate verschiedene Unbekannte ermittelt werden, nämlich
die Declination des Mittelpunkts der Scala, sodann für die
Verwandlung von Scalenunterschieden in Declinationsunter-
schiede ein einfaches und ein quadratisches Glied, und ferner
wenn erforderlich noch die stündliche Aenderung der Decli-
nation des Mittelpunktes der Scala. Bis jetzt liegen 32 Zo-
nen, also nahezu ein Drittel der ganzen Reihe vollständig
reducirt vor, und für die übrigen ist Alles zur Ausgleichung
bereit. Es lässt sich aus dem Vorhandenen ersehen, dass
nicht nur die Rectascensionen, sondern auch die Declinatio-
nen von einigem Werth sein werden, so dass sich die Fort-
setzung der Reductionen lohnen wird.

Am Anfange 1889 ^^^ ^^ ^^^ Stelle von Dr. Battermann
der bisherige Hülfsarbeiter an der Deutschen Seewarte Dr.
Ambronn als Observator der Sternwarte eingetreten. Es ist
zu bedauern, dass der Observator genöthigt ist, sich ausser-
halb der Sternwarte eine Miethwohnung zu nehmen. Von den
bereits früher genannten Zuhörern hat Herr F. Hayn aus
Dresden im Juli mit einer Bahnberechnung des mit dem Au-
gust-Sternschnuppenschwarm verbundenen Cometen 1862 III
promovirt, und in diesem Semester sind wieder zwei neue
Jünger der Astronomie hinzugekommen.

Wilhelm Schur.

Gotha.

Die im vorigen Jahresbericht erwähnten theoretischen
Untersuchungen über die Mondbewegung habe ich bereits

I07

vor mehreren Monaten zum Abschluss gebracht und ich bin
seitdem mit der Herstellung des Drackmanu Scripts beschäf-
tigt. Ueber einige mit diesen Untersuchungen in Zusammen-
hang stehende Probleme aus dem Gebiete der Störungstheorie
habe ich kleinere Aufsätze in den Astronomischen Nachrich-
ten publicirt. Die Beobachtungen haben sich auf die Zeit-
bestimmungen am Meridiankreise und einige Reihen zur Un-
tersuchung der Theilfehler der Kreise des Aequatoreals be-
schränkt.

Paul Harzer.

Grignon,

Le personnel de l'observatoire, ^loign£ de Grignon pcn-
dant une bonne partie de l'ann^e i8S8, n'a pu recueillir,
comme par le passe, le nombre accoutume des observations
au!tquelles il se consacrc. Mais ces absences ne seront pas
Sans fruit pour l'avenir. C'est ainsi que Dom SifTert a passä
les vacances de Päqucs k Paris, pour s'initier, aupriis de
Mr. Ad. Martin, aux m^thodes de caicul adopt^es par ce
savant pour la d^termination des surfaces des objectifs astro-
nomiques; Dom PI. Demoulin est all^ s'dtablir k Cluny (Sadnc-
ct-Loire), od nous avons achctä un local destind, comme
celui de Grignon, ä la culture des sciences. L'astronomie
y aura sa part, et le microscope, dont je parlais l'an <ier-
nier, y a dejÄ t-tc transportd dans le but de poursuivre les
ctudes sur les poussi^res cosmiques, commencees depuis deux
ans ici.

1, Parmi les observations mätdorologiques, qui se re-
16vent r^gulii^rement ä Grignon, nous avons ä signaler la re-
apparition des lueurs crdpusculaires, observ^s par Dom B.
Rimelin du so octobre au t8 ddcembre. Le P. lehl a fait,
pendant un stage de professeur au College S. Benott, ä Delle
(Haut-Rhin), le relevi^ des tempiSratures maxima et minima,
qui pourront servir de terme de comparaison avec la temp6-
rature de Grignon.

2. Dom R, Demoulin a repris, en 1888, ses observa-
tions au microscope des micro-a^roUthes de Tatmosph^re; elles
vont du 20 juin au ig aoüt et sont au nombre de 27;
elles forment un recueil de 27 pages de texte, accompagn4
de 165 iigures, dessini^es ä l'aide d'une chambie claiie. 1^
relevö et l'exaraen de ces poussiöres out &tA faita d'a.ptfes
une miithode minutieuse, invariable pendant to^te ^* dviifee
des observations. Les conclusions, auxquejlea » 3 few; aTosw^i
peuvent fitre r^sumies ainsi: 1°. Les maxima rt_a loX'^'^"'^^'^
iithea conespondent aux jours tr&s orageux, ^T*^ ^ ^'* ^^^^-^

den astronomischen Zeitschriften veröffentlicht worden. Ferner
wurden die Positionen einer grösseren Anzahl der in den
letzten Jahren am Meridiankreise bestimmten Fixsterne in
den Astronomischen Nachrichten publicirt.

Von den Cometen des vorigen Jahres wurde der erste
am i8. Februar von Herrn Sawerthal auf der Sternwarte am
Cap der guten Hoffnung entdeckt. Wegen seines tiefen
Standes konnte er anfangs in Europa nicht gesehen werden;
die erste Beobachtung gelang uns hier am 3. April, und es
wurde der Comet alsdann in 21 Nächten bis zum 27. Juni
weiter verfolgt, wo die zunehmende Lichtschwäche und die
Abenddämmerung fernere Positionsbestimmungen unmöglich
machten. Der zweite am 7. August von Herrn Brooks in
Geneva (New York) entdeckte Comet konnte hier von August
14 bis EU seinem Verschwinden in der Abenddämmerung am
5. October, zusammen an 16 Abenden, beobachtet werden.
Der dritte, am 2. September von Herrn Bamard auf Mount
Hamilton entdeckte Comet konnte hier bis zum Jahresschlüsse,
wo derselbe noch sichtbar war, in 20 Nächten beobachtet
werden. Der vierte, gleichfalls von Herrn Barnard auf der
Sternwarte zu Mount Hamilton, am 30. October im Stern-
bild e der Hydra entdeckte Comet war sehr lichtschwach.
Trotzdem konnte er hier in 1 1 Nächten von November 5
bis Dccember 27 am Morgenhimmel beobachtet werden. Die
periodischen Cometen von Encke und Faye konnten hier we-
gen sehr südlichen Standes bez. ausserordentlicher Licht-
schwäche nicht beobachtet werden.

Die Thätigkeit des der Leitung der Sternwarte unter-
stellten Chronometer- Prüfungs-Instituts der deutschen See-
warte war wiederum eine recht ausgedehnte ; als ein beson-
ders erfreuliches Zeichen darf die rege und stetig zunehmende
Betheiligung der Uhrmacher an der seit zwei Jahren hinzu-
gekommenen Prüfung von für die Zwecke der Marine und
der exacten astronomisch-geographischen Forschung bestimm-
ten Prä cisions -Taschenuhren bezeichnet werden. Ausser den
laufenden Arbeiten und der auf demselben stattfindenden all-
jährlichen Chronoraeter-Concurrenz-Prüfung, wnrde die Hülfe
des Instituts von wissenschaftlichen Anstalten, Behörden und
Forschungsreisen den stark in Anspruch genommen. Ueber
die Resultate der letzten Conen rrenzprüfung ist im August-
heft des Jahrgangs XVI der Annalen der Hydrographie und
maritimen Meteorologie ein eingehender Bericht veröffentUcht
worden. Von den geprüften Chronometern wurden 11, von
denen 7 gleichzeitig prämiirt wurden, seitens ^et VLaisei-
lichen Admiralität angekauft. Die Untersuchur^_eti öb*^ **^
Verhalten der Chronometer in stark mit Fen^A-gV.«^^ ^iv.'ö^-

ii2

füllter Luft wurden weiter fortgeführt, und die Resultate der-
selben zu einer grösseren wissenschaftlichen Arbeit veminigt,
welche auf Anordnung Sr. Excellenz des Herrn Chefs der
Kaiserlichen Admiralität gegenwärtig in den Annalen der
Hydrographie veröffentlicht wird. Ausserdem wurde die Be-
arbeitung der wissenschaftlichen Ergebnisse der in den Jahren
1884—86 durch das Institut abgehaltenen Concurren zprüfun-
gen von — im ganzen 84 — Mari nee hronometern zu Ende
geführt, und es steht ihre Herausgabe in der Publicalion
„Aus dem Archiv der Seewarte" bevor.

Der auf dem Thurme des Quaispeichers aufgestellte
Zeitball hat im vergangenen Jahre befriedigend functionirt,
doch mussten 8 Fehlsignale verzeichnet werden, von denen
zwei auf Eisbildungen an der Auslösungsscheere, drei auf
mangelhaftes Functioniren der mechanischen Theile oder Lei-
tungsstörungen und drei auf Versehen der dienstthuenden
Beamten am Quaispeicher zurückzuführen sind. Der Zeilball
in Bremerhaven wurde im Mai v, J, schadhaft und musste
durch einen neuen ersetzt werden. Infolge dieser Repa-
raturarbeiten konnte der Ball zusammen an 27 Tagen nicht
fallen. In Cuxhaven sind am dortigen Zeitballe nur zwei
Fehlsignale zu verzeichnen gewesen.

Im Frühjahr des vergangenen Jahres wurde das bishe-
rige unterirdische Verbindungs - Kabei zwischen der Stern-
warte und der Börse, welches schadhaft geworden war, durch
eine neue, seitens der hiesigen Kaiserlichen Telegraphen-Di-
rection ausgeführte überirdische Leitung ersetzt, und die
elektrische Verbindung der sympathetischen Uhr an der Börse
mit der Sternwarte wieder hergestellt. Seitdem ist die Bör-
senuhr in vollständiger Uebercinstimmung mit der ihren Gang
controlirenden Normaluhr in der Sternwarte geblieben. Auch
die zweite am Eingänge zur Sternwarte aufgestellte sympa-
thetische Uhr hat sehr befriedigend functionirt.

Der Instrumentenbestand der Sternwarte wurde durch
verschiedene kleinere Ankäufe, sowie durch einen neuen ver-
vollkommneten Chronographen vermehrt, doch mussten auch
in diesem Jahre die Anschaffungen iilr die Bibliothek, wegen
Ueberfüllung der verfilgbaren Aufstellungsräume, auf das un-
umgänglich noth wendige beschränkt bleiben.

(Aus dem oHlcicllen Berichte des Ditectors an die vorgeordncie
Behörde.)

Helsingfors.

(Bericht rür 1S87 und 1S8S.)
Im Frühjahr 1887 sind wir mit der Reduction der früher
gesammelten Beob ach tungs reihen und mit verschiedenen Ver-

113

suchs- Beobachtungen an dem jetzt mit einem Vollkreis und
4 Ablese - Mikroskopen versehenen Passageninstrumente be-
schäftigt gewesen. Im Herbst und Winter 1887 — 1888 wurde
dieses Instrument zur Anstellung von einigen hundert Beob-
achtungen von Vergleichstem en der Cometen des Winters
1885 — 86 benutzt, hauptsächlich derjenigen, an welche hier
die Cometen angeschlossen worden sind, gelegentlich aber
auch solcher, die auf anderen Sternwarten benutzt worden
waren. Mit demselben Instrument sind noch im April und
Mai 1888 einige Beobachtungen des Mars und der Mars-
Sterne des Nautical Almanac gemacht worden, sowie solche
von Vergleichsternen zu dem von mir für das Berliner Jahr-
buch berechneten Planeten (183) Istria.

Im Sommer 1888 sind die in dem Bericht für 1886
erwähnten, sich auf den innerhalb Finland gelegenen Theil
der Russisch -Scandinavischen Gradmessung beziehenden Ar-
beiten fortgesetzt worden. Ausser dem Aufsuchen der Mar-
ken bei den Dreieckspunkten umfasste das Programm dies-
mal noch zwei weitere Aufgaben: eine Längenbestimmung
zwischen der Stadt Kuopio und dem Dreieckspunkt Kilpi-
mäki, und Breitenbestimmungen auf den Dreieckspunkten Sar-
vikangas und Ulkogrunni. Die erstere war veranlasst durch
einen Unterschied von etwa ^/^ Zeitsecunden, welcher sich
zwischen der telegraphischen Bestimmung der Länge von
Kuopio und den unter sich gut übereinstimmenden Ergeb-
nissen zweier Chronometer- Expeditionen (mit 16 Box -Chro-
nometern) zeigt, bei denen Kilpimäki als Fixpunkt gedient
hat, noch andere Beobachtungsstationen aber zwischen den
beiden Orten eingeschaltet worden sind. Die von Candidat
A. G. Petrelius mit einem kleinen der Sternwarte gehörenden
Passageninstrument von Ertel ausgeführten Beobachtungen
sind am 17., 20., 28. und 30. Juni in Kuopio, am ig. und
29. auf Kilpimäki gemacht worden. Die Breitenbestimmungen
wurden von ihm und mir gemeinschaftlich angestellt imter
Benutzung eines dem Russischen Generalstab gehörigen Ver-
ticalkreises von Brauer. Die Veranlassung zu denselben ga-
ben einige von Professor Woldstedt an den genannten zwei
Punkten während des Verlaufs der Gradmessungsarbeiten
mehr zufallig gemachte Einstellungen auf den Polarstern, die
Werthe der Polhöhe anzeigen, welche nicht unerheblich von
den Ergebnissen der Gradmessung abweichen. Die von uns
erhaltenen Werthe der Breite sind nun:

für Sarvikangas: 65° o' 24."54 ± of'o8 (3 Abende)

» Ulkogrunni: 65 23 17.67 ±0.24 (2 Abende).

Unter Benutzung der Erddimensionen von Clarke nebst
seiner Correction der Breite von Kilpimäki erhält man aus

114

den Daten der Gradmessung Werthe, deren Unterschiede mit
den beobachtetea im Sinne Rechnung— Beobachtung =+3fi6,
bez. +3''97 sind. Stellt man diese mit der von Clarke an-
gegebenen Correction +3''9i für Torneä zusammen, so scheint
hieraus eine auf ein grösseres Gebiet sich erstreckende Ab-
weichung des Geoids von dem Sphäroid su folgen.

Herr Candidat Petrclius ist auch mit dem Aufsuchen
der Dreieckspunkte beauftragt gewesen. Von 1 4 von ihm
besuchten Punkten zwischen Uleäborg und Kajana sind bei
1 1 die Bohrlöcher wiedergefunden worden ; dazu noch einer
der HUIfspunkte bei Uleäborg. Das Nordende der Basis bei
Uleäborg ist jedenfalls als zerstört zu betrachten. Bei der
Basis von Avasaksa fanden wir die beiden Endsteine; der
eine ist noch ganz, aber ohne die genaue Marke, der zweite
dagegen liegt auf der Seite und ist zerbrochen.

Der Verticalkreis von Brauer blieb behufs Bestimmung
verschiedener Constanten desselben noch einige Zeit auf der
Sternwarte. Im September und October haben wir eine un-
gewöhnlich schöne Reihe von hellen Nächten benutzt, um
mit demselben eine sehr grosse Anzahl von Höhen zur Be*
Stimmung der Polhöhe zu messen. Die Ergebnisse dieser
Bestimmungen werden auch für die Breitenhestimmungen des
Sommers nützlich sein, indem sie ein sicheres Urlheil über
die Leistungen des Instruments erlauben werden.

Der regelmässige Zeitdienst der Sternwarte ist von Ma-
gister Drcijer, in den beiden Sommern durch Stud. Eklund,
Cand. Wasastjema und Dr. Brander besorgt worden.

Anders Donner,

Heriny (Ungarn).

Die Pcrsonalverhältnissc blieben im Jahre 1888
unverändert.

Die Instrumente. Am lo'/^zölligcn Reflector wurde
keine nennenswerthe Veränderung vorgenommen, er wurde
fast ausschliesslich für Himmelsphotographie benutzt. Zur
Abmessung der Himmels- und Spectral- Photographien wurde
ein Uni Versal -Messapparat construirt und in der eigenen Werk*
stall ausgeführt. Er besteht wesentlich aus einer sehr feinen
Thcilung in Millimetern, deren Bruchtheile durch ein Schrau-
ben-Mikroskop abgelesen werden; aus einer prismatischen
Führung des Einstellungs- und Seh rauben -Mikroskops, welche
gemeinschaftlich sowohl ^rob mit Trieb und Zahnstange, wie

rechtwinklig angebracht ist und zum Aufsetzen der verschie-
denen Vorrichtungen, auf welche die Photographien befestigt
werden, dient. Die eingehende Beschreibung behalte ich
mir für eine andere Gelegenheit vor. Ein ganz gleiches,
zweites Exemplar wurde fQr Herrn v. Konkoly ausgeführt,
Kür die Botbkamper Sternwarte liess ich ein Fassageurohr
mit einem einfachen Collimator in der Werkstätte nach eige-
ner Construction herstellen.

Neu wurden angeschaßt: ein grosser Ruhmkorff-Inductor
mit 25 cm Funkcnlänge (mit Unterstützung der ungarischen
Akademie der Wissenschaften) und 6 Schenck - Farbaky'sdie
Accuroulatoren ; eine Reise-Camera nebst Stativ, mit einem
Stein hei ['sehen Antiplanet, 48 mm Oeffnung, mit einem Uni-
versal-Momentvorschluss, und ein Aplanet, 33 mm Oeifnung,

Die Bibliothek vermehrte sich besonders durch Tausch-
Exemplare,

Publicationen erschienen In Fachzeitschriften. Auf
der Ausstellung von Amateur-Photographien in Wien wurden
wissenschaftliche Apparate und eine Sammlung astronotnischer
Spectral* Aufnahmen ausgestellt

Beobachtungen.

Eine Längenbestimmung der ungarischen Stern-
warten O Gyalla, Kis Kartal und Hercny wurde im Monat
Juni vorgenommen. Mit gütiger Bewilligung des K. unga-
rischen Ministeriums wurde Hereny an zwei Abenden mit
Kis Kartal, und an vielen Abenden; welche aber meistens für
Beobachtungen ungünstig waren, mit O Gyalla tclegraphisch
verbunden. An zwei Beobachtungsabenden wurden alle Stem-
durchgänge auf beiden Stationen mit Chronographen gleich-
zeitig reglstrirt, bei den anderen nur die Uhren verglichen.
Da die Rechnungen noch nicht abgeschlossen sind, werde ich
die Resultate erst später mittheilen können.

Himmelsphotographie. Die Aufnahmen von inter-
essanteren Sternhaufen und Nebeln wurden fortgesetzt. Ich
habe immer orthochromatische Platten mit hoher Empfindlich-
keit aus der Fabrik von Dr. C. Schlenssner angewendet,
welche alle anderen Fabrikate weit überflügeln. Die Exposi-
tions-Zeit wurde immer möglichst lang gewählt, und es gelang
mir solche Details zu erhalten, welche für das Auge nur mit
den mächtigsten optischen Mitteln zu beobachten sind. Herr
I*rof. Dr. H. C. Voge! hatte die Güte einige Aufnahmen ge-
nauer zu untersuchen und in den Astronomischen Nachrichten
zu public iren.

Zusammen wurden 51 Aufnahmen gemacht, davoTv 12
Studien über Doppelslerne und 2 Cometen-AufnahO^^'^ (^Savifti-

ii6

thal). Die aufgenommenen Objeci
352,385. 521, 1179(2 mal), 1295,
2838, 3321, 3572 (2), 3636, 4083
4440 (4). 4447, 4485. 4520, 4532.
Spectroskopische Aufna
grossen Spectrographen in grosser
einige Metalle wurden nälier unte
durch den grossen Ruhmkorff-App
Das Flüssigkeitsprisma verursacht
keiten, weil es bei der Temperatu
sion veränderte, was wieder eine
Ich habe die Bemerkung gemach
leichter ist, gute Aufnahmen zu n
mögh'ch ist, die Temperatur der Fli
zu erhalten.

(Haynald-Observ

Die laufenden Beobachtungen
nach der bisherigen Weise mit g
Da mir in diesem Jahre mehr '.
konnte der Sonne nrand 20g mal
Protuberanzen wurden alle gezeic
6. April kam ein neues Mikromete
zum Zwecke der bequemeren Beob
mit einem zweiten Schlitten versel
Schiebung des ganzen Fadennet
Spectroskopes gestattet, Besondt
Sonne konnten natürlich in dieser
achtet werden, um so merkwUrdi]
mums der Sonnen thätigkeit viellei
sind zwei äusserst heftige Ausbrü
" September in offenbarem Zusamme
achtet wurden. Die geringe Sonn
um so mehr Zeit, die Beobachtung
Jahres 1886 zu bearbeiten und füt
len; die Hefte konnten erst im Jai
ten versendet werden.

Die Beobachtungen der Son
falls in der gewohnten Weise fort
an 2iy Tagen beobachtet. Die
bereits in Angriff genommen.

Auf die Beobachtung der C

117

die Stärke des Refractors von 7 Zoll erlaubt, nicht geringe
Mühe verwendet. Besonders begünstigt durch anhaltend
schönes Wetter im Mai konnte ich die merkwürdige Erschei-
nung des Licbtwandels des Coraeten Sawertbal und die damit
verbundene Formänderung besonders vollständig beobachten.
Die ausserordentliche Helligkeit fiel am 21. Mai zuerst auf;
am 22"° morgens konnte ich dieselbe als dem Cometen selbst
angehörend unzweifelhaft feststellen und den näher gelegenen
Sternwarten ankündigen. Die Beobachtung der Positionen
harrt noch der Bearbeitung.

Zur totalen Mondfinstemiss am 28. Januar wurden hier
in Hinblick auf die besonders günstige Lage der Sternwarte,
gestützt auf die Vorarbeiten der Sternwarte in Pulkowa, aus-
gedehnte Vorbereitungen getroffen; allein die Erwartungen
eines schönen Tages vernichtete ein abends eintretendes
Schneegestöber.

Neben der Anfertigung mehrerer Hülfstabellen zur Re-
duction der Sonnenflecken und Protuberanzen haben noch
viele kleinere Arbeiten behufs der Instandsetzung der Instru-
mente im Laufe des Jahres bedeutende Zeit in Anspruch
genommen. Die 3 Stemuhren mussten gereinigt, zum Tlieil
auch regulirt werden. Viele Versuche kostete die Hinrich-
tung einer Fadenbeleuchtung an den schon vorhandenen Mik-
rometern. Ein ebenfalls schon vorhandenes Helioskop musste
anders eingerichtet werden, um am kleinen Refractor von
4 Zoll zu Detail -Beobachtungen der Sonnen Oberfläche dienen
zu können ,und die Anwendung eines Faden-Mikrometers zu
gestatten.

Untersuchungen am Passagen Instrument ergaben, dass
seine Axe grossen periodischen Schwankungen unterworfen
ist. Dieselben erklären sich einfach aus der Aufstellung des-
selben. Die Steinsäule, welche das Instrument trägt, steht auf
zwei eiserneu Balken, deren eines Ende auf der Aussenwand
des zwei Stockwerke hohen Gebäudes ruht, während das
andere Ende auf einer im Innern des Gebäudes befindlichen
Zwischenwand, zwischen den Schulen und dem Corridor, auf-
liegt. Im Sommer wird die von NW gegen SO sich erstrek-
kcnde Ausscnwand von der Vormittagssonne und überhaupt
von der Tageshitze mehr ausgedehnt, als die im Innern des
Gebäudes befindliche. Im Winter sind die Verhältnisse um-
gekehrt. Nach den mit der Libelle gemachten Messungen
betrug die Schwankung gegen 16".

Durch die Freigebigkeit Sr. Eminenz des Cardinais Lud-
wig v. Haynald wurde es möglich die bisherige geodä,tischc
Säule sammt umgebender schadhafter Plattform übei Aem

iiS

und diu Plattrorm ganz dcu herzustellen. Daselbst sind «ler
Windmesser und der Sonnenschein- Registratur aufgestellt.

Den meteorologischen Beobachtungen wurde in diesem
Jahre ungewöhnliche Aufmerksamkeit geschenkt. Das Ane-
mometer wurde ganz umgebaut und demselben eine neue
Einrichtung gegeben, durch welche erreicht wurde, dass mit
der Stärke des Windes zugleich auch die Richtung verzeichnet
wird. Mit diesem Jahre wurde auch ein Sonnenschein- Re-
gistrator nach Jordan'schem Princip mit eigenartiger Einrich-
tung und Bedienung an der Sternwarte angefertigt und zur
Beobachtung des Sonnenscheins das ganze Jahr hindurch be-
nutzt. Die Beobachtungen des Maximums und Minimums der
Temperatur wurden ebenfalls fortgesetzt, leider mit einer
bedeutenden Unterbrechung am Anfange des Jahres. Mit
Herbeiziehung verschiedener Hülfskräfte, je nach den Um-
ständen, wurden die meteorologischen Ileobachtungen lang-
wierigen und mühsamen Bearbeitungen unterzogen, welche
nun schon zum grossen Theile vollendet sind; dieselben sol-
len in Bälde der Oeffentlichkeit übergeben werden.

Fönyi.

Karlsruhe.

Die sich fortwährend ungünstiger gestaltenden Verhält-
nisse an der hiesigen Grossherzoglichen Sternwarte haben
mich abgehalten regelmässige Berichte zu liefern. Es ist un-
erquicklich immer dieselben Zustünde zu beklagen, und an-
dererseits kann die geringe Thätigkeit des Instituts doch nur
durch jene eine Erklärung und Entschuldigung linden. End-
lich glaubte die Grossh. Regierung im vorigen Jahr der Kam-
mer eine den Neubau der Sternwarte in beschränkter Weise
ermöglichende Vorlage machen zu können. Indessen wurde
die Forderung abgelehnt und nur eine geringe Summe für
nothwcndige Wiederherstellung des gegenwärtigen gänzlich
zerfallenden Provisoriums bewilligt. Da nun möglicherweise
der feineren Benutzung des Platzes, auf welchem sich das
Gebäude jetzt befindet, Schwierigkeiten entgegen treten wer-
den, so ist es z. Z. noch fraglich, ob jene Reparaturen wer-
den zur Ausführung kommen können, ob überhaupt eine Fort-
setzung der Arbeiten an der Sternwarte möglich sein wird.

Gegen Ende des Jahres 1887 verliess Herr Dr. von
Rebeur-Paschwitz Karlsruhe, da seine Gesundheit ihm die
Weiterführung seiner Arbeiten an der hiesigen Sternwarte
nicht erlaubte. Nachdem vorübergehend Herr Stud, Stutz
seine Stelle eingenommen hatte, wurde Herr Dr. Matthiessen

119

aus Apeniade vom i. Apiil iS88 an Assistent an der Stern-
warte.

Seit meinem letzten Berichte ist das 2. Heft der hie-
sigen „Veröffentlichungen" erschienen und über den Inhalt
desselben, welcher sich auf die Fortführung der von mir be-
gonneneQ Beobachtung südlicher Sterne am Meridiankreis
bezieht, auch bereits referirt worden. Nicht lange nachher
zog ich mir in den feuchten Beobachtungsräumen ein hart-
näckiges Leiden zu, welches mich lange Zeit vom Beobach-
ten abhalten musste, und an dessen Folgen ich auch jetzt
noch zu tragen habe. Da inzwischen Herr von Rebeur-Pasch-
witK am Refractor ausgedehntere Messungsreihen begonnen
hatte, so sind mit geringen Ausnahmen die Beobachtungen
am Meridiankreis erst im FrUhjahr 1888 wieder aufgenommen
worden. £s sind daher auch nur 2435 vollständige Beob-
achtungen erhalten, fast alle beziehen sich auf Sterne der
zweiten (südlicheren) Zone, zwischen — 4° und — 7°. Die
Regia tri rstreifen sind sämratlich abgelesen, die Durchgänge
auf den Mittelfaden leducirt und die Mittel abgeleitet, auch
ein beträchtlicher Theil der Reductionen auf den Jahresan-
fang ist berechnet.

Ucber den neu montirten sechszöltigen Refractor wird
das im Druck beAndlicbe 3. Heft der Veröffentlichungen be-
richten. Das Heft enthält u. a. die mikrometrische Ausmes-
sung zweier Sternhaufen, G.C. 1360 mit 113 Sternen, und
M. 25 mit 52 Sternen, welche Dr. von Rebeur-Paschwitz aus-
geführt hat, Dr. Boy Matthiessen hat, neben den Reductio-
nen der Meridianbeobachtungen, derartige Messungen forl-
gesetzt und bis jetzt in dem sehr ausgedehnten und reich-
haltigen Sternhaufen zwischen T und 9 Serpentis, in der
Nähe des von mir in Mannheim beobachteten Sternhaufens,
iR i8''32", Decl.-l-5°25' (1855.0), 80 Sterne in RecUscenaion
und Declination an drei verschiedenen Abenden gemessen.
Ferner sind von ihm im Sternhaufen im Fuhrmann, G.C, 11 19,
i4t s*" 19", Decl. -f35° 45' (1855,0), die dem hiesigen Refractor
gut zugänglichen Sterne (etwa 40) sämmtlich in Rectascension
an 4, und in Declination an 3 Abenden bestimmt, so dass
der Abschluss in Bälde zu erreichen sein dürfte. Es ist aus-
serdem eine neue Untersuchung der Mikrometers chraube be-
gonnen worden. Von Cometen sind am Refractor Comct
Sawerthal 10 mal, Comet Barnard (Sept. 2) 5 mal, von kleinen
Planeten (107) Camilla 2 mal beobachtet.

. Am Bamberg'schen gebrochenen Passagen instrutnent. —
dasselbe ist ebenso wie eine Hohwü'sche Pendeluhr mit Hati-

tnungen angestellt. Herr
Bestimmungen an 50 Aber
den die Mondculmination i
Diese letzteren Beobachtun
beitsplan aufgenommen, sti
vorigen Jahres begonnen v
clination der Mond oder d
stehenden Baum verdeckt

Von Herrn L. StuU v
der Reclascensionen der i
für das Passageninstrumeni
S- 359) zu Ende geführt.

An sonstigen ArbeiK
Dr. Matthiessen, für die B
(107) Camilla, die Coordii
ler'schen Methode von it
meride für 1888 und die ^
wurden von ihm neue £li
Denning (1881 V] aus sär
scheinung von 1881 abgele
wie die definitive Bahnbesi
welche Herr Dr. v. Rebeui
Beobachtungsmaterial noch
vollendete, im dritten Hefi

Die Inslrumentensamr
des vergangenen Jahres 1
fahlen.

Der Steinheil 'sehe Rel
von Dr. £. Lamp hauptsäi
beobachtungen benutzt.

Der Meridiankreis ist
anvertraut gewesen; es wi
sigen Zeitbestimmungen, !
Vergleichsteme und Zonen

Das Repsold'sche Aei
stigen Aufstellung nur eini^
benutzt worden. Das Di
Reparatur in allen, besond
Übermässige Enge des Be
immer einer ausgiebigen B
d eilte h sein.

12t

Der Zonencatalog Helsingfors- Gotha, +55° bis +65*^,
befindet sich seit einigen Monaten in den Händen von Ge-
heimrath Auwers. Der Druck ist in regelmässigen Gang ge-
kommen, und es liegt äuge nbh'ck lieh der Correcturbogen Nr. 7
zur Revision vor.

Im Zusammenhang mit dem Catalog ist für die Publi-
cation fertig hergestellt:

i) von Dr. E. Lamp: Zusammenstellung aller Revisions-
beobachtungen am Refraclor;

2) von Dr. H. Kreutz: Verzeichniss der Berichtigungen
zu den 2 Bänden der Hetsingfors - Gothaer Zonenbeobach-
tungen.

Diese beiden Verzeichnisse werden als Publication der
Kieler Sternwarte herausgegeben werden ; es ist meine Ab-
sicht, denselben noch eine von Cand. astr. H. Kloock in Bonn
berechnete sehr ausführliche Tafel für das sogenannte dritte
Glied der Praecession, die sich über den grössten Theil des
nördlichen und südlichen Himmels (von +80° bis —80'')
erstreckt, beizufügen. Nachdem die Astronomen durch den
Catalog der Astronomischen Gesellschaft für eine sehr gn>sse
Anzahl Sterne in den Besitz der Praecession und der Va-
riatio saecularis gelangt sein werden, wird eine bequeme Tafei
für das dritte Glied der Praecession gewiss willkommen sein,
besonders da allmählich die Zei tinter valte, für welche Prae-
cession srechnun gen gemacht werden müssen, so gross wer-
den, dass das dritte Glied oft in Frage kommt.

Von den Astronomischen Nachrichten ist kürzlich Band
1 20 beendigt worden. Für das General register von Band
Si — 120 haben bis jetzt nur erst einige Vorarbeiten gemacht
werden können. Indessen muss diese Arbeit möglichst bald
gefördert werden, da das Bedürfniss derselben allgemein em-
pfunden wird.

In Bezug auf die Bearbeitung der kleinen Planeten ist
zu erwähnen, dass Dr. H. Kreutz die Vorausberechnung von
(226) Weringia und (228) Agathe weiter geführt hat, während
ich die Berechnung von (24) Themis beibehalten habe.

Eine Discussion aller zwischen 1853 und 1886 beob-
achteten Erscheinungen der Themis, an Zahl 27, ergab sehr
geringe Aenderungen der Elemente, indem in der That die
Vorausberechnungen nach den Elementen von 1870 immer
innerhalb einiger Bogensecunden gestimmt hatten. Die Jii-
pitersmasse finde ich sehr nahe mit Bessel übereinstimmend,
nämlich =: 1:1047.948+0.060 w. F. Es ist allerdings zu
diesem Resultat zu bemerken, dass die Uranusstörungen bis-

die Entwfckelung der Mars
werden muss, weil die älti
beruht, die sich zußlliger
menten entfernen.

Da Dr. J. Lamp in
Berlin nicht die ausreiche
arbeitung des Brorsen'scT
£. Lamp dieselbe jetzt 11
berechnung der nächsten
können.

Die Abhandlung voi
der Cometen 1843 I, 188
als Publication der Stemwi
Publication: das Aequinoc
zur Versendung gekommei

Von einer altem Dri
mung des Längenuntersc
Altona und Kiel, von Pr
ist hier noch ein grösserei
nen auf Verlangen Exemp
werden.

Der meteorologische
in Hamburg ist, wie frühe
den. Zu den bisherigen 1
nungen über Sonnenscheir
Regjstrirap parate entnomn

Die Centralsteile für ,
Wirksamkeit in der bisher

Von den Studirende
drei an Uebungen im Rec

Die Geschäfte der
während des ersten Qua
Dr. Franz interimistisch vi
I. April übernommen wori
dcrung im Personal der S

Die Beobachtungen
welche dem Assistenten
Rahts oblagen, wurden im
terbrochen. da zunächst eir
vorgenommen wurde, welc
und später der Meridians

123

wurde, welche den Somnier hindurch bis Anfang September
jede Beobachtung unmöglich machte.

Ausser den zur Unterhaltung der Zeitball Station Neu-
fahrwasser und für den Gebrauch der Sternwarte erforder-
lichen Zeitbestimmungen, welche auch während der Unter-
brechungen iheiis an dem Reiche nbach'schen Meridiankreise,
theils an einem tragbaren Repsold'schen Passageninstrument
forlgesetzt wurden, sind Beobachtungen von Vergteichsternen
für die Heliometer-Beobachtungen, sowie Beobachtungen der
Sonne ausgeführt worden. Ausserdem wurde am Anfange
des Jahres die im Herbst 1886 begonnene neue Poihöhen-
bestimmung von Königsberg durch Beobachtung der Zenith-
distanzen des directen und reflectirten Bildes von a Ursae
minoris fortgesetzt, besonders die Th ei lungs fehler der bei
diesen Beobachtungen benutzten Theilstriche in Bessel'scber
Weise bestimmt. Die Anzahl der für diese Polhöhenbestim-
mung beobachteten Zenithdistanzen beläuft sich auf ungefähr
500, und ist Dr, Rahts im Begriffe, die Resultate derselben
dem Druck zu übergeben.

Die oben erwähnte Renovirung des Meridiansaales be-
stand darin, dass der sehr schadhaft gewordene Fussboden
vollständig erneuert wurde, wobei sich herausstellte, dass die
Isolirung der Pfeiler, wahrscheinlich schon seit vielen Jahren,
eine ziemlich unvollständige gewesen war. Ferner wurden
die Wände und die Decke neu gestrichen, und ein überflüssig
gewordener Uhrpfeiler, an dem die Pendeluhr KesselsNr. 1273
angebracht war, um Raum zu gewinnen, beseitigt. Die ge-
nannte Pendeluhr, welche seit mehreren Jahren nicht mehr
aufgezogen war, wurde einer gründlichen Reparatur unter-
worfen, und dann in einem andern Räume untergebracht, wo
sie bisher befriedigende Gänge gezeigt hat. Die Feldbeleuch-
tung der beiden Meridiankreise, welche durch Gasflammen
bewirkt wurde, die den ganzen Raum, insbesondere aber die
Pfeiler der Instrumente in unzweckmässiger Weise erwärmten,
wurde vollständig verändert, und zunächst bei dem Repsold'-
schen Kreise eine Beleuchtung durch elektrische Glühlampen
eingeführt, die sich gut bewährt hat. Ferner wurden sämmt-
licbe vier Pfeiler der Meridiankreise mit Holzverkleidungen
versehen.

Mit dem Heliometer wurden von den Struve 'sehen
weiten Doppelsternen OS' noch 34 aus der zweiten Zone,
rf=+50° bis +30°, durch Dr. Franz gemessen, so dass diese
Zone jetzt beendigt ist. Ausserdem wurden 37 Beobachlungen
von Doppelsternen der dritten Zone, (I=-f-3o'^ bis +15°,
ausgeführt. Der Stern Nr. 140 von Argelan der' g 2 50 StettvaTv

mit Eigenbewegung, Bi
(lachten auf jährliche I

Femer wurde vor
9 mal zwischen August
der Sawerthal'sche Comi
Juni 6, der Barnard'sch
tember 5 und October
I mal am i. November,
und 17 und (116) Sir(
Mal 18 an /5' Scorpii a;

Bei der totalen W
mit dem Heliometer 3 !
der Totalität 17, nach
und Richtung der Hörr

Ein Reversionspris
meter angeschafTt, lun
Sterne parallel der Aug<
stellen zu können.

Die Reduction de
Beobachtungen zur Be
sehen Libration des Mi
und bestätigte in sehr
Vorzüglichkeit Schlüter':
der sogenannten willküi
2'/' Jahre umfassenden
kleiner als ihre wahrschc
hierüber von Dr. Frans
sich im Druck, und w
Anfange des Wintersen
sophischen Facultät der

Die Lorek'schen I
Meridiankreise aus den
Reduction fast vollständ
der hiesigen „Astronom
kommen. Es ergaben s
rcnzer zwischen den A
dem dieselben aus dem
d amental Sternen abgelei
leicht die Ursache diese
ermittelt werden könne,
des Winters am Reicher
sere Reihe von Beobac
sehr verschiedenen Dec
dessen noch nicht zum

Die meteorologiscV
ganger Luther im Jahre

»25

l888 zu einem vorläufigen Abschluss gebracht, und der Rech-
ner der Sternwarte, J. Lother, ist mit einer Berechnung der
vierzigjährigen Bcnbachtungsreihe beschäftigt. Mit dem i. Mai
sind andere Beobachtungszeiten gewählt (S*" am, 2^ pm, 8*' pm),
und werden die Beobachtungen täghch an die Seewarte in
Hamburg telegraphirt.

Die Bibliothek wurde während der Herbstmonate einer
gänzlichen Neuordnung nnterworreo und ein neuer Catalog
angefertigt,

C. F.W.Peters.

Kremsmünster.

Ausser den regelmässigen zur Berichtigung der Uhren
dienenden Beobachtungen wurden vorzugsweise Ortsbestim-
mungen von Cometen und Itleinen Planeten ausgeführt. Es
wurden am 5'/, zölligen Refractor von Herrn Prof, F. Schwab
folgende Kreismikrometer- Beobachtungen gemacht:

Name

Anzahl

■ •
Zeil

.(6) Hebe
<7) Iris

i6.AprU— 13. Mw

Jj, Oclober — 9. November

(8) Flora
(l[)Parthcnope
(33) Polyhymnia
(40) Harmonia

5
3

13, — 17, April
8, März — 3, April
28. — 31. October

35. — Jl.October

1888 I Sawertb«!

39- Man — 10. Juli

1888 III BrooV»

1889 I Barnard
:888 V Barnard

30
9

9, August — IB. September
6. September — 24. December
9. November — 16. December

Die meisten Beobachtungen sind bereits reducirt und
in den Astronomischen Nachrichten veröfTentlicht.

Die Beobachtungen der Sternbedeckungen bei Gelegen-
heit der Mondfinstemiss am 28. Januar wurden durch trübes
Wetter gänzlich vereitelt.

Die Ausbeute an Sternschnuppen, auf die von Mitte Juli
bis Mitte August häufiger geachtet wurde, war sehr gering.

Die Sonne konnte an 188 Tagen beobachtet werden;
von den deutlicheren Flecken waren im ganzen nur 47
verschiedene wahrnehmbar, an iio Tagen war die Sonne
decken frei.

Ausserdem wurden die meteorologischen und magrv«-
tischen Beobachtungen in der bisherigen Weise fortgefüVirt.
C. Wagner.

VEerlctjahnichr. d. Ailronnm. Gctcllichifi. 14. q

' 126

Leipzig.

(Universitats-Sterawarte.)

Personal. Der zweite Observator Herr Schnauder trat
am I. Juli aus, um eine Stellung am K. preussischen geo-
dätischen Institut in Berlin anzunehmen; an seine Stelle trat
Herr Dr. Schumann. Als Rechner haben die Herren Dr. Lo-
rentzen, Dr. Hänig, Dr. Meyer und Lindner an den laufen-
den Reductionsarbeiten regelmässig Antheil genommen.

Gebäude und Ausrüstung. Bauliche Aendeningen
sind nicht vorgenommen worden. Bezüglich der Ausrüstung
wurde von dem Mechaniker des Instituts besonders der klei-
nere Apparat, sowie der Zubehör zu den grösseren Instru-
menten vervollkommnet bez. vervollständigt.

Beobachtungen und Reductionen. Am Meridian-
kreise wurden bestimmt: i) eine Anzahl von Vergleichsternen
(namentlich für Sappho), 2) die Irisörter und die dazu gehö-
rigen Sterne^ für die von Herrn Gill vorgeschlagene heliome-
trische Bestimmung der Irisparallaxe, 3) die Marsörter wäh-
rend der Opposition. Am Aequatoreal hat Herr Hahn die
bereits früher begonnene Ausmessimg eines Sternhaufens wie-
der aufgenommen. Am Heliometer wurden die Untersuchun-
gen über die Reductions -Elemente und die Messungen von
fl Cassiopeiae und von Planetendurchmessem fortgesetzt, aus-
serdem aber die Messung der Irisparallaze in Gemeinschaft
mit den Sternwarten am Cap und zu Newhaven ausgeführt.

Die Reduction der alten Zonen (+15° bis +10°) ist
bis zur Herstellung des Zettelcatalogs gediehen, bei den neuen
Zonen (+10^ bis +5^) ist die Reduction in regelmässigem .'
Fortschreiten geblieben. I,

Die meteorologischen Beobachtungen und der
Zeitdienst sind in der bisherigen Weise von Herrn Leppig
besorgt worden.

H. Bruns.
»
Lüttich.

Eine kurze Mittheilung über die Thätigkeit findet sich
S. 100 am Schlüsse des Berichtes Über die Brüsseler Stern-
warte.

Lund.

Im Sommer 1888 hat Prof. Dun6r seine Messungen am
grossen Spectroskope für die Bestimmung der Rotationsge-

»2?

schwiDdlgkeit der Sonne in versdiiedenen hellocentrischen
Breiten fortgesetzt. Trotz des recht ungünstigen Wetters ist
es ihm gelungen 296 Serien von Beobachtungen zu erhalten,
welche über die Breiten 0°. 15", 30'^, 45°, 60° und 75°
nahe gleiciunässig verlheilt sind. Bei diesen Beobachtungen
ist es Heim Prof. Dunör nicht gelungen im Spectrum fünfter
Ordnung Messungen zu machen, sondern es sind dieselben
ebenso wie die Beobachtungen von 1887 im Spectrum vierter
Ordnung gemacht. Die Beobachtungen sind noch nicht voll-
ständig reducirt. Prof. Dun6r beabsichtigt indessen auch im
nächsten Sommer Beobachtungen eu machen, ehe er die Re-
sultate verÖßentlichL

Im Herbste hat Prof. Dimer einige Versuche gemacht
um den Einfluss der Sternfarben auf die photographischen
Grössen der Sterne zu bestimmen. Hierbei hat sich ergeben,
dasa für die stark gefärbten Sterne dieser Einfluss beträcht-
lich ist. Die Ungunst des Wetters hat es indessen nicht er-
laubt, mehr als einige wenige Photographien zu erhalten.

Von den Zonensternen sind gegenwärtig 1S556 auf
1875.0 reducirt; der Druck der Beobachtungen ist angefangen
und wird regelmässig fortgehen.

Mit diesem Jahre hat Prof. Duner seine 27 jährige Thä-
tigkeit auf der hiesigen Sternwarte beendigt, um die Anstel-
lung als Professor der Astronomie und Director der Stern-
warte in Upaala zu UbemehmeD.

Axel Möller.

Madison.

(Washbum Observatory.)

During the past year the i5'/9 'i^i^h equatorial has been
employed by Professor Comstock principally in the measure-
ment of the double stars discovered at this observatoiy in
the years 1881 — 83. Of these stars, 248 in number, about
one half have never hitherto been measured and of the re-
mainder there are few if any measures save those made about
the time of discovery. Supplementary to this work an inves-
tigation of the observer^s systematic errors has been under-
taken by the measurement in different hour angles of a list
of circumpolar stars selected from those employt^ for the
Same purpose by Dembowski, Struve, and Hall. All of this
work is now nearly completed,

A redetermination of the vaiue of the micrometer screw
has been made by measures on 17 nights of declination arcs
between selected pairs of stars in the Pleiades B.nA in \he

Constellations Bootes, Aqiiila, a
ting provisional value of the sc
less than the value obtaine<1 i
and with which all Observation;
becn reduced. No satisractory
has been found, but il canno
rences in the methods ofdeter
nights in 1888 gave 10^430 am
screw, This investigation is tu
finitive value can hardly diffe
provisional value given above,
to tbe corrections to the publi:
the adoption of a new value.

A few observations of co
minor planets, occultations and
been made with this instrume]
stated intervals for the instnicti
tainment of the general public.

By an airangement with
shing:ton, Professor S, J. Brown,
duty at this observatory and 1
used the Repsold Meridian Cir
ofth« Zusatzsterne ofAuwer
the contour of the hill upon
does not permit the use of i
Controlling the azimuth of the ii
best to detennine the right asc
of the Hauptsterne of the s
tiona are referred directly to t
commenced in April 1888 and
servations in R.A. and 2732 o
obtained. An investigation of t
and of the flexures of the ins'
in connection with this work.

A large part of the time
to Instruction in the Universitj
vestigations, and to active prep
the constant of abenation by
süggested by M. Loewy. An
with the same instrument is a
for these researches will be atti
fractor used by Mr. Burnham 11
sures. A dorne has been spe<
stniment in such a manner as
the visible hemisphere when tl:
extent. The apparatus for thit

and it is boped that observations can be commenced in the
Coming spring.

Geo. C. Comstock.

Milano.

Durante l'anno 1888 il Refrattore Merz-Repsold i stato
principalmente dedicato alle stelle dopple di rapido movi-
mento, e a doppie streue e dißidli dei Cataloghi di Bum-
hatn e di Hough; delle quali si ottenaero 1014 misure. I
tre mesi di Maggio Giugno e Luglio fuiODO intieramente
spesi nell'esplorazione di Marte, bench^ con successo me-
cÜocre, Testate procellosa eri anormale avendo mantenuto
Tatmosfera in quasi perpetuo squilibrio. Si ebbero tuttavia
tre o quattro giomate abbastanza buone nel Maggio, e due
veiameute eccellenti nel principio di Giugno ; in queste nltime
ho potuto comprendere per la prima volta di die cosa puö
essere capace it nostro obbiettivo di 18 poIUci per simili la*
vori. In generale fuiono confermate molte cose notate nelle
opposiztoni precedenti, ed ho potuto esplorare varie partico-
laritä della regione polare boreale, che coU'altro iatrumento
dt 8 pollici eiano restate indecifrabili o almeno dubbiose.
AIcuni risultali sono statt pubblicati in varii giomali sdentißd.

Una parte del mio tempo £ sCata impiegata ad ordinäre
B a preparare per la pubblicazione le misure di stelle doppie
da me eseguite col Refrattore Merz di 8 pollici negli anni
1875 — 1886. Queato lavoro, che forma il N. XXXUI delle
Pnbblicazioni dell'Osservatorio, h gi4 stampato e distribuito,
ed un cenno anche giä ne ^ stato dato in questo medestmo
periodico.

Coll'Equatoriale Merz di 8 pollici il Professor Celoria
ha fatto sulla Cometa 1888 III dal 29 Agosto al 14 Settem-
bie alcune osservazioni, delle qnali i nsultati sono pubblicati
nelle Astr. Nachr. N, 2874. AI medesimo istrumento ha ese-
guito 583 misure di steile doppie di rapido moto. Nuove
orbite dei sistemi ß Delphini e 02 298 furono da lui deter-
minate profittando di tutte le osservazioni fin adesso pubbli-
cate; i nsultati stanno nei numeri 2824 e 2843 delle Astr.
Nachr.

Anche (jui furono osservate, secondo il programma di
Pulkova, le occultazioni di piccole stelle durante t'eclisse
lunare totale dei 28 Gennajo. II cielo essendo quasi com-
pletamente sereno, io ho potuto notare 13 appulsi col Re-
frattore di 18 pollici; il Professor Celoria coli' 8 pollici ne
determinö 22. II Dr. Rajna con un cercatore di Porto A\
80 milLimetri d'obbiettivo studio i fenomeni di co^oiaüon«.

hat sich in jeder Beziehung bewährt. Dagegen zeigten sich
im Laufe des Sommers Unregelmässigkeiten im Gange der
Uhr von durchaus unzulässigem Betrage. Sehr bald gelang
es die Ursache hiervon im Dickwerden des Oeles zu finden.
Die Uhr wmrde deshalb aus einander genommen, gründlich ge-
reinigt und mit frischem sorgsam ausgesuchtem Oel versehen.
Seit Ende des Jahres ist infolge dessen der Gang ein ganz
befriedigender.

Gegen Ende des Jahres wurde ein kleiner nach Stern-
zeit gehender Boxchronometer vom hiesigen Hofuhrmacher
Schweizer angeschafll. Derselbe zeigt, soweit die Erfahrung
reicht, einen recht zuverlässigen Gang. Der im letzten Jah-
resbericht erwähnte schöne Fuess'sche Registrirap parat wurde
sowohl bei den Meridian- als auch bei den Refractorbeob-
achtungen vielfach in Anwendung gebracht. Bisher stand er
in der geräumigen Refractorkuppel. Während der kalten
Monate, namentlich bei schnell eintretender Kälte, functionirte
derselbe indessen nicht ganz zufriedenstellend. Wenn er
auch immer brauchbar blieb und nicht die Unbequemlichkei-
ten und Störungen darbot, die der bisher benutzte Hipp'sche
Farbe Qscbreiber bei grosse» Kälte stets aufweist, so wurden
doch seine sonstigen grossen Vorzuge nicht unwesentlich be-
einträchtigt. Ich habe deshalb den Apparat in dem grossen,
Stets geheizten Arbeitszimmer der Sternwarte untergebracht
und denselben durch telephonische Leitungen mit dem Re-
fractor und Meridiankreis in Verbindung gesetzt. Dieselben
ermöglichen eine fortwährende und mühelose Ueberwachung
durch den Beobachter an jedem der beiden genannten In-
strumente, und die schädlichen Eintlüsse der Kälte sind gründ-
lich behoben. Die ganze Einrichtung hat sich in allen Stacken
sehr bewährt.

Als einen sehr empfindlichen Mangel habe ich stets
betrachtet, dass die kleine Kuppel, in welcher der 5zöllige
Refractor steht, dem Beobachter nicht genügenden Platz dar-
bietet. Namentlich wäre es wegen der Länge des Rohres
(6'/i Fuss) gar nicht möglich gewesen an dasselbe photo-
metrische, spectralanaly tische und dergleichen Apparate an-
zubringen. Ich nahm deshalb das Anerbieten des Herrn
Dr. Steinheil mit Freuden an, das ältere Objectiv gegen ein
neues, mit kürzerer Brennweite, umzutauschen. Das neue
Objectiv ist im November abgeliefert worden und scheint, so-
weit eine Prüfung bis jetzt möglich war, dem älteren ganz
besonders guten kaum nachzustehen. Es erschien passend
diese Gelegenheit zu benutzen, um längst gewünschte Ver-
änderungen in dem mechanischen Theüe des Instrumeu\es
ausführen zu lassen. Vor allem sollte ein Fa^eoK^^*^^^^^^

132

angebracht weiden. Die Einrichtung desselben hat viel Zeit
in Anspruch geDomtnen, und sie ist noch nicht zu Eade ge-
führt, weil die Versuche über die unter den obwaltenden
Verhältnissen möglichst beste Beleuchtuogsart (Faden- und
Feldbeleuchtung) sich complicirter gestalteten als ich erwartete.
Ich hatte die Absicht, die von Abbe in Vorschlag gebrachte
Methode der Faden bei euchtung consequent durchzuführen.
Die Einrichtung war auch bereits getroffen worden, als ich
mich davon überzeugte, dass hierbei manche Unbequemlich-
keit auftritt, die vermieden werden muss. Auch wollte es
nicht gelingen in allen Fällen bei hellen Fäden einen gani
dunklen Hintergrund zu erlangen, was in Anbetracht dessen,
dass bei lichtschwachen Cometen und Nebeln auch die ge-
ringste Beleuchtung schon eine Beobachtung unmöglich machen
kann, sehr ins Gewicht fallen musste. Bei aller Anerken-
nung der genial erdachten Abbe 'sehen Methode habe ich
mich deshalb entschlossen eine Fadenbeleuchtung anzunehmen,
die sich mehr auf die früher üblichen Methoden stützt. Mit
ihrer Einrichtung ist der Mechaniker Herr Sendtner noch be-
schäftigt.

Ueber die im letzten Jahre ausgeführten Beobachtungs-
arbeiten ist folgendes zu berichten.

i) Arbeiten am Meridiankreis. Die vor nahezu fiinf
Jahren von Dr. Bauschinger begonnene Arbeit zur Revision
der älteren Lamont'schen Zonenbeobachtungen ist am 20. Oc-
tober zum Abschluss gelangt, nachdem im letzten Jahre noch
1150 Zonensteme durch 202 Zeilsterne und 32 Polsteme an
55 Abenden bestimmt worden sind. Die Reduction der Zo-
nen ist mit Beihülfe von Herrn Dr. Anding vollständig aus-
geführt, auch sind die Sterne mit dem Miinchener Cataloge
verglichen und catalogisirt.

E.s liegt jetzt ein Catalog von 17025 Sternen vor, des-
sen Drucklegung sehr bald wird beginnen können. Es ist
nur noch die Anfertigung einer Abschrift, sowie für jene Sterne,
die in den Lamont'schen Verzeichnissen nicht vorkommen, eine
Vergleichung mit andern Catalogen nothwendig. Der Meri-
diankreis selbst soll und kann zu grosseren Arbeiten nicht
mehr benutzt werden. Seit October 2 1 ist derselbe Herrn
List zur Ausführung von Zeitbestimmungen übergeben und
soll nur noch zu gelegentlichen Bestimmungen von Vergleich-
sternen, wenn hierbei eine grosse Genauigkeit nicht gerade
nothwendig erscheint, gebraucht werden.

2) Bearbeitung des älteren Münchener Stern-
catalogs. Im verflossenen Jahre wurden die Stunden 17,
18 und 19 druckfertig hergestellt. Für die übrigen Stunden
wurde von den Herren Dr. Anding und List die Abschrift

•33

und die zweite Berechnung der Praecessionen vollendet. Es
erübrigt nur noch für die Stunden 20—23 ^''ß Berechnung
der Epochen un4 die Zusammenstellung der zahlreichen Be-
merkungen. Vollständig gedruckt waren bis Ende December
39 Bogen mit 15600 Sternen, und da eine grössere Unter-
brechung des Druckes nicht zu befürchten ist, darf gehoSl
werden im laufenden Jahre den Catalog selbst vollständig
absetzen zu können.

3) Am lo'/aZÖlligen Refractor war zunächst Herr
Oertel thätig. Nachdem das Mikrometer Ende Januar wieder
an das Fernrohr befestigt war, wurden noch eine Reihe von
Durchgängen des Polarsternes und X Ursae minoris zum
Zwecke der Untersuchung der fortschreitenden Schrauben-
fehler angestellt, weil die Versuche zur directen Bestimmung
derselben, wie im letzten Berichte erwähnt worden, wenig
zufriedenstellend ausgefallen waren. Schon im Jahre 1887
stellte sich eine merkwürdige Abhängigkeit des Coincidenz-
punktes zwischen festen und beweglichen Fäden von der
Lage des Fernrohres heraus. Früher war eine solche Ver-
äfaderlichkeit nicht oder nur in geringem Grade vorhanden,
jetzt ist sie aber sehr deutlich, und wie die eingehenden
Untersuchungen des Herrn Oertel im letzten Jahre ergeben
haben, in gesetzmässiger Weise ausgesprochen.

Zur Ermittelung des Schraubenwerlhes wurden von Herrn
Oertel Sterne aus dem Sternhaufen im Perseus (7 Abende)
und in den Plojaden {3 Abende) gemessen. Auf die Aus-
messung des Sternhaufens im Perseus konnte Herr Oertel,
infolge des wenig günstigen Wetters und weil er während
dor Sommermonate die in Bayern auszuführenden astrono-
misch - geodätischen Arbeiten zu besorgen hatte , nur 22
Abende verwenden, an welchen hauptsächlich Rectascensions-
differenzen registrirt wurden. Trotzdem darf hiermit das
aufgestellte Arbeitsprogramm für diesen Sternhaufen als in
der Hauptsache absolvirt angesehen werden. Die Reduction
der Beobachtungen ist so weit gefuhrt worden, dass dem-
nächst die Ausgleichungsrechnungen in Angriff genommen
werden können.

Nach Beendigung der Arbeiten am Meridiankreis hat
Herr Dr. Bauschinger ebenfalls am Refractor, soweit derselbe
verfügbar war, beobachtet. Zunächst hat er 13 Beobachtun-
gen des Planelen (33) Polyhymnia, der für eine Bestimmung
der Jupitersmasse von Bedeutung ist, und iq Beobachtungen
des Cometen Barnard (entdeckt 1888 Sept. 2^ ausgeiahrV.
dann aber Vorstudien für eine grössere Beotj^ch^*^"^**^^^'^'

belcatalog eine Liste vc
zogen, welche sowohl in
gegen benachbarte Fixs

Ich selbst habe :
achtet, einige Cometen
Sommenuonaten macht«
Stimmung der Lichtvertt
Planeten. Der von m
Herrn Sendtner ausgefi
sichere Aussicht, wenn
quellen (Petroleum) dm
Licht) zu ersetzen, wo
heit fehlt.

4) Die unter mein
geodätischen Arbeiten
Wetter des letzten Som
Herrn Oertel in den Mo
massigen Polhöhen- un<
rischen Hauptnetzpunici
Auf der hiesigen Sterr
Mai, zur Controle frü!
Punkte von neuem besi

O I

Das Personal der
so fem eine Aenderung
Tetens die Observatorst
er sie nur bis zum i. i
Rufe nach Bothkamp
hat die Beobachtungen
die meteorologischen Bi

Die Beobachtung
mit demselben lnstrum<
wie früher fortgesetzt,
auf die Zeichnung un
fiecke, und auf die Zi
dem Principe des Herri

Im Jahre 18SS sir
gen angestellt worden;
pen und 557 Fleckenpo
wurde an 123 Tagen fl

Die folgende Tabi
liehen Beobachtungen.

£äu':

Monat

Beobachlunga-

Gruppen

Zahl der
Flecke

Fleckenfrcie
Tage

J.oo^

Februar

Mlrz

Aprü

Mai

109

Juni

Juli

Anpi«

September

October

December

Als Häußgkeits-Relativzahl ergab sich für das Jahr 1888
nach den O Gyallaer ßeobachtungen

Ä=8.7i

Die Stemschnappen - Beobachtungen wurden aach im
Jahre 1888 fortgesetzt. Als correspondirende Beobachtungs-
stationen haben in diesem Jahre Budapest und Pressbürg
mitgewirkt, und zwar beobachtete in Pressburg Herr Professor
Karl Polikeit und in Budapest Herr Joseph BArtfay, Assistent
an der K. Meteorologischen Central an stall. In O Gyalla hat
sich an den Beobachtungen ausser mir bloss im Monat Juli
Herr Tetens betheiligt; Herr Farkass bediente das Chrono-
meter.

Die Vertheiiung der Beobachtungen stellt die folgende
Tabelle dar:

0 Gyalla

Monat

Taee

Stern-
schnuppen

Unter diesen

Feuerkugeln] stalionire

Mai
Juli
August

15
9

35
16

136

Pressburg

Monat

Beobachtungs-Tage

Sternschnuppen

Juli

August

October

November

Budapest

August

10
II
12

100

59
15

Wie die Tabelle ausweist, sind im ganzen an den drei
Stationen 555 Sternschnuppen aufgezeichnet worden. Als
correspondirende Tage können bezeichnet werden: Juli 25
und August 12, wo auf 2 Stationen beobachtet wurde; femer
August 10 und II, wo gleichzeitig an allen drei Stationen
beobachtet worden ist.

Der Comet Barnard (1889 I) wurde Oct. 27 und 31 am
6 zölligen Refractor aufsein Aussehen beobachtet. Das Spectmm
konnte Oct. 31 der Lichtschwäche halber bloss mit einem
kleinen Spectroskope ohne entschiedene Resultate beobachtet
werden. Am 26. November wurde das Object nochmals ein-
gestellt, wo sich die Bänder des bekannten Cometenspectrums
ganz sicher constatiren Hessen. Die hellste Linie (die grüne)
schien beiderseits scharf begrenzt zu sein, jedoch war das
continuirliche Spectrum nur äusserst schwach.

Am 30. October habe ich im Radiationspunkt des Au-
gustschwarmes (a=3** 15"*, ^=+57^) ™it dem 6 zölligen Re-
fractor bei 27 maliger Vergrösserung mit 5^ Gesichtsfeld inner-
halb 28 Minuten 7 teleskopische Sternschnuppen beobachtet,
welche alle ungefähr von der Mitte des Gesichtsfeldes diver-
girten. Ich kam auf diese Idee, da ich wiederholt an vor-
hergehenden Abenden Sternschnuppen vom Perseus- Radia-
tionspunkte herausfliegen sah, und benutze gleichzeitig diese
Gelegenheit, um Beobachter darauf aufmerksam zu machen^
dass dieser Radiant eigentlich noch lange nach der bekann-
ten Augustperiode thätig zu sein scheint.

137

Au astronomischen Arbeiten wurden im Sommer zwei
Längenbestimmungen ausgeführt, nämlich mit der Sternwarte
des Herrn Baron Geiza von Podmaiiiczky in Kia Kartal (in
der Nähe von Budapest), und mit der Sternwarte des Herrn
£. V. Gothard in Hereny. Zu diesem Zwecke sind die Li-
bellen der Pas sagen in Strumente von O Gyalla und Hereny
neu bestimmt worden. Für die erstere ergab sich i Theil
=o"97, fttr die letztere 3^6.

Die Längenbestimmungen, welche übrigens bis jetzt
' noch nicht ganz reducirt sind, wurden auf telegraphischem
Wege durch Uhrvergleichungen ausgeführt; nur bei O Gyalla-
Hereny, wo die Längendifferenz etwa 6" beträgt, konnten
an beiden Stationen hinter einander dieselben Sterne regis-
trirt werden.

Bei der Längenbestimmung darf es nicht unerwähnt
bleiben, dass von der Eisenbahnstation Aszod der K. unga-
rischen Staatsbahn nach der Sternwarte in Kis Kartal (8
Kilometer) ein Feldtelegraph improvisirt worden ist, zu wel-
chem Se, Ezcellenz Herr Gabriel von Baross, K. ungarischer
Coromunicationsminister, uns alles Verlangte auf die zuvor-
kommendste Weise zur Verfügung gestellt hat; so die Tele-
graphenlinie von 9 Uhr abends bis 7 Uhr morgens, die er-
forderlichen Beamten und das nöthige Material. Da die
Sternwarte in Kis Kartal zu jener Zeit noch nicht mit regis-
trirenden Apparaten ausgerüstet war, haben die Herren Major
Robert von Stemeck und Hauptmann Franz Netuschill das
Schaltbrett des K. K. Militär-Geographischen Institutes nicht
nur auf die zuvorkommendste Weise «ns zur Verfügung ge-
stellt, sondern Herr Hauptmann Netuschill kam selber nach
Kis Kartal, wo wir die Einschaltung ausfahrten, mit der wir
um II XJhr vormittags fertig wurden; ich fuhr dann sofort
mit der Bahn nach O Gyalla, und an demselben Tage be-
gann die Operation.

Es entfielen fttr O Gyalla -Kis Kartal 3 Abende; Kis
Kartal-Her^ny 4 Abende; O Gyalla-Her^ny ebenfalls 4 Abende.

An den Beobachtungen betheiligten sich in Kis Kartal
die Baronin von Podmaniczky, geborene Gräfin von Degen-
feld, Herr Baron Geiza von Podmaniczky und Herr Haupt-
mann Franz Netuschill; beim Telegraphenbau Oberbauleiter
Herr Intödy, und abends am Apparat der Telegraphen-Ober-
beamte Herr Franz Kocsy.

In O Gyalla betheiligte sich, als der Zeichen Wechsel
mit Kis Kartal ansgefahrt wurde, ausser mir Herr Obscrvator
Otto Tetens, und bei der Bedienung des Chronographen Herr
Meteorolog Farkass, Den Telegraphen bediene ich ae\bsl.

In HeriSny betheiligte sich an dieser Ooeta^^**^ ^^"

138

E. von Gothard, der den Telegraphen d>enfalls selbst be-
diente, und Herr Observator Otto Tetens.

Bei der Operation zwischen O Gyalta und Heriny war
Herr Hauptmann Netusdiill so freundlich nach O Gyalla lu
reisen, um mir die Arbeit auf die zuvorkommendste Weise
angenehm zu machen.

Die Resultate werden bei einer nächsten Gelegenheit
veröffentlicht.

Ausserdem wurden mit photograpbischen Platten die
verschiedensten Versuche gemacht, sowohl in gewöhnlidieD
Cameras, als auch im Photoheliographen und Spectrograj^en.

Der Instrumentenpark hat sich durch die Erwerbung
eines prachtvollen Univers al-Comparators mit einem Normal^
masse von Wanschaff in Berlin, zum Ablesen von photogia-
phirten Spectrallinien und Himmels Photographien, vermebit.
Der Apparat wurde von Herrn E. v, Gothard ausgefOhn. Es
wurde femer von C. A. Steinheil eine 3 zöllige „Trip let" -Linse
ohne Focusdifierenz erworben, welche für Stemaufnahmen
montirt werden soll und an dem Gegengewichts- Ende der
Declinationsaxe des SechszöUers angebracht wird.

Es wurden am Ende des Jahres die regsten Vorkehnin>
gen getroffen, damit der Kefractor von 254 mm OeBnong
schon im Mai 1889 wieder aufgestellt werde. Die eisenie
Kuppel von 7 Meter im Durchmesser ist jetzt (Ende Man
1889) bereits fertig.

' von Konkoly.

Potsdam.

Personalstand. Im Personalstand ist im Jahre 1888
keine Veränderung eingetreten. In die neubegründete dritte
Observatorenstelle rückte der bisherige Assistent Dr. G.
Müller ein.

Gebäude des Observatoriums. Grössere Repara-
turen an den Gebäuden des Observatoriums haben nicht
stattgefunden; dagegen wurde mit dem Bau einer detachirten
Kuppel von 6 Meter Durchmesser begonnen, die zur Auf-
nahme eines grossen photographischen Femrohrs zur Her-
stellung der photographischen Himmelskarte bestimmt ist
Bei Eintritt des Winters war der Bau bereits bis auf die
Aufsetzung der Drehkuppel beendet Das Gebäude befindet
sich auf einer kleinen Anhöhe nordwestlich vom Hauptge-
bäude, etwa jO Meter von letzterem entfernt.

Instramente. Neu angeschafft wurde ein kleines Uni-
versalinstrument mit 5 zölligen Kreisen von Wanschaff. Der
im vorigen Jahresbericht erwähnte provisorische Spectialappa-

»39

tat, mit welchem die SpectralphotographJen zur Ermittelung
der Bewegung der Gestirne im Visionsradius erhalten worden
waren, ist nunmelir durch einen nach meinen Angaben vom
Mechanikus Töpfer in Potsdam in vorzüglicher Weise her-
gestellten definitiven grossen Spectrographen ersetzt worden.
Zur Ausmessung der mit diesem Instrumente erhaltenen Stern-
Spectral Photographien wurde ein neuer feiner Messapparat
beschaut, von Töpfer in Potsdam ausgeführt, mit Ausnahme
der von Wanschaff gelieferten Mikrometervorrichtung. Ferner
wurde ein von Dr. Wilsing construirter Apparat zur Bestim-
mung der Lichtgeschwindigkeit im Laufe dieses Jahres zum
grösseren Theile fertiggestellt. Der mechanische Theil des
grossen photographischen Femrohrs, der bei Gebrüder Rep-
sold in Hamburg in Auftrag gegeben war, ist bereits nahezu
voltendet; auch die bei Steinheil in München bestellten bei-
den Objeciive zu diesem Femrohr sind in ihrer Ausführung
ziemlich weit vorgeschritten, nachdem ein von Steinheil ge-
liefertes 5 zölligea Probeobjectiv auf dem Observatorium einer
genauen Prüfung unterzogen worden ist.

Bibliothek. Der Zuwachs der Bibliothek ist in die-
sem Jahre nicht wesentlich von demjenigen der Vorjahre ab-
gewichen.

Publicationen, Das 5. Stück des IV. Bandes,

Nr. 18. J. Wilsing, Ableitung der Rotationszeit der Sonne
aus Positionsbestimmungen der Fackeln,
ist im Dmck fertiggestellt.

Femer wurde im Druck vollendet das 3. Stück des
VI, Bandes,

Nr. 23. ]. Wilsing, Bestimmung der mittleren Dichtigkeit
der Erde mit Hülfe eines Pendelapparates. Zweite
Abhandlung,
und das 6. Stück des IV. Bandes,

Nr. 19. 0. Lohse, Beschreibung des Heliographen,
mit welcher Abhandlung ich den 2. Theil des 4. Bandes ab-
zuschliessen gedenke, der voraussichtlich im Mai zur Ver-
sendung gelangen wird.

Im Drucke befindet sich gegenwärtig das 4. Stück des
VI. Bandes,

Nr. 24. P. Kampf, Meteorologische Beobachtungen.

Wissenschaftliche Arbeiten.

A. Spectralanalyse. Die definitive Untersuchung
der Bewegung der Sterne im Visionsradius wurde sotoiX. T\ac\\
Ablieferung des zu diesem Zwecke construirten SpecUo^ia.-
phen im September begonnen. Ausser dei\ j^ölXö?.^^ *^^

140

nahmen zur Justirung des Instrumentes sind bis zum Schlos^
des Jahres 105 Aufnahmen von 39 Sternen erhalten worden,
die zum grössten Theil von Dr. Sclieiner gemacht worden sind.

Auf einer grösseren Anzahl dieser Aufnahmen sind die
Messungen der Linienverscbiebungen von mir und Dr. Scbei-
ner bereits ausgeführt worden, und hat sich hierbei eine Ge-
nauigkeit dieser Bestimmungen «geben, die meine Erwar-
tungen weit übertroffen hat, indem die Unsicherheit in itei
Bewegungsbestimmung bei den Sternen der zweiten Spectral-
klasse und bei den helleren der ersten nur wenige Zehntel-
meilen beträgt, während bei den übrigen diese Grösse noch
jedenfalls innerhalb der Meile festgelegt werden kann. Als
wahrscheinlicher Fehler für das Resultat aus einer Platte er-
gibt sich z, B, für Capeila der Betrag +0.20 geographische
Meilen.

Der Arbeitsplan umfasst nahe an 60 Sterne, und es
steht zu hoffen, dass der Haupttheil der Beobachtungsarbeil
bis Herbst dieses Jahres zum Abschluss kommen wird. Ich
verweise in betreff aller Einzelheiten der bisher erhaltenen
Resultate, sowie auch in betreff der Beschreibung des Spcc-
trographen auf einen Aufsatz , der in den Astronomischen
Nachrichten, Band 121, zum Abdruck gelangt ist.

Die von Dr. Scheiner begonnene Ausmessung der mit
dem Spectrographen erhaltenen Aufnahmen behufs einer de-
taillirten Untersuchung von Sternspectren hat ebenfalls zo
sehr günstigen Resultaten geführt. Die Schärfe der Speciral-
linien ist selbst bei schwachen Sternen noch eine sehr be-
trächtliche, so dass bei der zweiten Spectralklasse die ein-
zelne Linie mit einer Genauigkeit von etwa +0,01 (tii (Mil-
liontel Millimeter) Wellenlänge bestimmt werden kann. Bei
den linienärmeren Spectren der ersten Klasse ist die Ge-
nauigkeit eine geringere, beträgt aber immerhin noch etwa
io.02 fi^. An Linien reich th um stehen die Spectra der zwei-
ten Klasse, die fast Linie für Linie mit dem Sonnenspectrum
übereinstimmen, dem „Spectre normal du soleil" von Ang-
ström sehr nahe. So enthält z, B. das Spectrum von a Au-
rigae auf der Strecke von W. L. 412.4 ^i^j bis 463.8^^ 255
messbare Linien gegenüber 350 Linien des Angström 'sehen
Sonnenspectnims auf dieser Strecke, wobei noch zu bemerken
ist, dass eine grosse Anzahl enger Doppellinien im Stem-
spectrum einfach gezählt sind, die im Sonnenspectrum dop-
pelt aufgeführt wurden. Dr. Scheiner beabsichtigt, alle mil
dem Spectrographen erhaltenen Aufnahmen auszumessen; bis
jetzt sind etwa 10 Sterne zur Erledigung gelangt.

Auch hier möge in Bezug auf Einzelheiten auf eine
demnächst in den Astronomischen Nachrichten zu veröffent-

141

folge des geänderten Arbeitsplanes weniger Berncksidttignng
erfahren, sind aber ebenfalls erfreulich gefordert worden. An
48 Tagen sind ito Zonen mit zusammen ungefähr 1325 Ster-
nen beobachtet worden. Die Gesammtzahl aller bisher be-
obachteten Zonen betrug am Ende des Jahres 310 mit in-
sammen etwa 3720 Sternen, Von den nahezu 3500 Stemen,
welche in dem ersten Gtlrtel bis zur Grösse 7^5 vorkommen,
sind 444 noch gar nicht gemessen; dagegen sind 1 100 Sterne
bereits von beiden Beobachtern, und einige Zonen sogar drri-
mal beobachtet worden. Die Ueberein Stimmung zwisdien
den beiden Beobachtern ist über Erwarten günstig.

Obwohl sich bei den doppelt beobachteten Zonen kein
persönlicher Unterschied zwischen den beiden Beobacfatem
ergeben hat, so haben die Beobachter doch, um die Frage
näher zu entscheiden, ob bei Messungen mit dem Zöll-
ner'schen Photometer, namentlich bei grösserer Verschieden-
heit der verglichenen Helligkeiten, Anfiassungsunterschiede
von merklichem Betrage vorkommen können, eine spedelle
Untersuchungsreihe in Angriff genommen.

Die Verarbeitung der photometrischen Planeten-
beobachtungen von Dr. Müller hat dessen übrig« Zeit fast
ausschliesslich in Anspruch genommen. Die UntersDchungen
an Jupiter und Saturn sind vollständig beendigt; die Mes-
sungen an Mercur und Venus sind fast ganz abgeschlossen
und beilürfen nur noch in einigen Punkten der Vervollstän-
digung. Die Verarbeitung der Mars-, Uranus- und Neptun-
Beobachtungen ist in Angriff genommen, ebenso die der
kleinen Planeten. Zur Ergänzung einiger Lücken bei der
Verbindung der Vergleich steme unter einander sind im ver-
gangenen Jahre noch an 15 Abenden Beobachtungen ange-
stellt worden, und von den Messungen an Planeten sind
noch die folgenden anzuführen: Mercur an 3 Tagen, Venus
an 6 Tagen, Mars an 5 Tagen, Jupiter an 2 Tagen, Satom
an 1 1 'lagen, Uranus an 6 Tagen und Neptnn an 2 Tagen.

In Verbindung mit der Arbeit über die Helligkeit der
Planeten hat Dr. Müller eine Reduction der Schmidt'schen
Helligkeitsschätzungen der Planeten Mercur, Mars und Sa-
turn vorgenommen.

Dr. Wilstng hat die Reduction seiner Beobachtungen
veränderlicher Steme ans den Jahren i88i bis 1885 vollendet
und das Manuscript dnickfertig hergestellt.

D. Sonnenstatistik. Im Jahre 1888 sind mit Rück-
sicht auf die vielen fleckenlosen Tage die photographiscben
Aufnahmen der Sonne etwas eingeschränkt worden. Dr. Lohse
hat III Photographien von ro Centimeter Durchmesser an-
gefertigt. Zur Prüfung eines neuen Vergrüsserungsaystems

'43'

sind noch ausserdem 19 Bilder von Theilen der Sonnenober-
Häche in grösserem Massstabe gemacht worden.

Prof. Spörer hat die Sonne an 22Ö Tagen beobachtet
und fand dieselbe an 98 Tagen llectenfrei. Während im
Jahre 1887 noch 72 verschiedene Fleckengruppen gezählt
wurden, betrug die Zahl der Flecke ngruppen im verflossenen
Jahre nur 47, Die Fleckenaniahl der nördlichen Hemisphäre
war auch im Jahre 1888 geringer als die der südlichen; das
Verhältniss für beide Halbkugeln betrug 8 : 27. Ausserdem
unterschieden sich die beiden Halbkugeln dadurch, dass die
Fleckenzonen der nördlichen dem Aequator näher lagen als
die der südlichen.

E. Photographie. Dr. Scheiner bat schon früher be-
gonnene Untersuchungen über die Bestimmung von Stem-
helligkeiten aus photographischen Aufnahmen auf Grund von
umfangreicherem Material fortgesetzt und speciell zu die-
sem Zwecke die Durchmesser der Stemscheibchen von meh-
reren Plej adenaufnahmen ausgemessen. Es hat sich hierbei
ergeben, dass die Durchmesser der Sternscheibeben propor-
tional den Gros senklassen zunehmen, und dass, falls die Ex-
position szetten nicht sehr von einander verschieden sind, die
Zunahme der Durchmesser für jede Grössenklasse und jede
Aufnahme dieselbe bleibt. Auf Grund dieser einfachen Be-
ziehungen lässt sich nun sehr leicht ein Verfahren der Grös-
senbestiramung aus photographischen Stemaufnahmen herlei-
ten, welches eine ähnliche Genanigkelt ergibt, wie sie bei
Zonen und Durchmusterungen eu erreichen ist Eine Mit-
theilung über diese Untersuchungen ist in den Astronomischen
Nachrichten, Band 12t Nr. 2SS4, von Dr. Scheiner publicirt.

Dr. Lohse hat die im vorigen Jahre begonnenen Unter-
suchungen über die Feinheit des Silberkoras in lichtempfind-
lichen Schichten und über die Bedingungen, unter weldjen
eine möglichst feine Stnictur derselben zu erzielen Ist, fort-
geführt. Er hat femer Ausmessungen an einigen früheren
Aufnahmen von Doppelsternen vorgenommen.

F. Meteorologie. Die meteorologischen Beobachtun-
gen wurden zunächst in der früheren Weise fortgeführt, im
Laufe des Sommers stellte sich jedoch heraus, dass bei der
alten Station für Messung der Erdtemperatur das Holzgerüst,
welches die Thermometer aufzunehmen bestimmt ist, un-
brauchbar geworden war. Mit Ausnahme des in der Tiefe
von 0.75 m befindlichen Thermometers wurden die Ablesun-
gen bis October 19 fortgesetzt. Von da ab wurden die Be-
obachtungen an dieser Station ganz abgebrochen.

Um einer durch Fäulniss bewirkten Temperaturerhöhung
des Bodens, welche aiith die andere Station boeinftus-acTv

10*

144

könnte, entgegenzutreten, muss aber das alte Gerüst entfernt
werden, und hierfür ist der April die geeignetste Zeit, da
dann die Temperatur des Bodens bis 3 Meter Tiefe durch-
weg dieseli>e und auch in naher UebereinstiminUDg mit der
mittleren Lufttemperatur ist, so dass thermische Störungen
der neuen Station am wenigsten zu befürchten sind.

Die bereits mehrfach erwähnte Störung in der Tempe-
ratur des Brunnens hat nicht aufgehört, sondern hat sich im
Gegentheil vergrössert. Da dieselbe mit ziemlicher Sicherheit
auf die Käulnias des im Boden zurückgelassenen Holzgerüstes
zurückgeführt werden kann, so darf auch so bald keine Aen-
derung in diesem Verhalten erwartet werden. Aus diesem
Grunde sind die Temperaturbeobachtungen im Brunnen mit
dem En<ie des verflossenen Jahres einstweilen abgebrochen
worden.

Sümmtliche im Gebrauch befindlichen Instrumente wur-
den von Dr. Kempf regelmässig controlirt und untersucht
Aenderungen in denselben haben nicht staltgefunden.

G. Vermischte astronomische und physika-
lische Beobachtungen. Dr. Wilsing hat im verflossenen
Jahre eine zweite B eob ach tu ngs reihe zur Bestimmung der
mittleren Dichtigkeit der Erde zu Ende geführt, als deren
Resultat sich der Werth 5.577 ±0,013 ergehen hat. Dieser
Werth ist etwas kleiner als der früher gefundene 5.594+0.032;
er liegt jedoch innerhalb des wahrscheinlichen Fehlers beider
Bestimmungen. Der wahrscheinliche Kehler des neuen Wer-
thcs ist auf weniger als die Hälfte seines früheren Betrages
herabgegangen, und zugleich ist die Unabhängigkeit tles Re-
sultates durch eine Neubestimraung der wichtigsten Conalan-
ten gesichert,

Die Versuche über die Bestimmung der Lichtgeschwin-
digkeit hat Dr. Wilsing weiter fortgeführt. Sie erstreckten
sich im wesentlichen auf die Herstellung der zweckmässigsten
Verbindung zwischen oscillirendem Spiegel und Stimmgabel,
und auf die Ermittelung der Ursachen der Störungen, welche
dessen Bewegung beeinflussen, und als deren Hauptursache
die in den Elektromagneten entstehenden Extraströme er-
kannt wurden. Obgleich diese Versuche noch nicht abge-
schlossen werden konnten, so steht doch zu erwarten, dass
die Beseitigung der erwähnten Uebelstände bald gelingen wird.
H. C. Vogel.

Prag (Universitäts-Stem warte).

Obwohl seit meiner Berufung an die Prager Sternwarte
(1. October 1883) in dieser Zeitschrift noch kein Bericht über

"45

die Tliätigkeit des genannten Institules erschienen ist^ beginne
ich doch mit dem Berichte über das vergangene Jahr 1888
und verweise betreffs der früheren Jahre auf die bezüglichen
Poblicationen der k. k. Sternwarte in Prag, und zwar hin-
sichtlich 1884 auf: „Astronomische Beobachtungen an der
k. k. Sternwatte zu Prag im Jahre 1884, enthaltend Original-
zeichnungen des Mondes", hinsichtlich 1885, 1886 und 1887
auf die im Laufe von 1S89 zu ge wärt igen de gleichartige Pub-
lication, endlich auf die von mir bereits verötfentlichten Jahr-
gänge 44, 45, 46, 47 und 48 der „Magnetischen und Meteo-
rologischen Beobachtungen an der k, k. Sternwarte zu Prag"
in den Jahren 1883, bez. 1884, 1885, 1886 und 1887.

Als Einleitung möge kurz der ungünstigen Prager Be-
obacli tun gs Verhältnisse und auch dessen, was daran verbes-
sert worden, gedacht werden. Das grösste Instrument der
Sternwarte ist ein özölüger Refraktor mit äquatorealer Mon-
tirung von Steinheil in München, welcher in dem aus der
Mitte des vorigen Jahrhunderts stammenden Stern warten-
thunne in einer Höhe von 38 Meter über dem Erdboden
aufgestellt ist. Von einer stabilen Fundirung desselben kann
deshalb keine Rede sein. Zudem fehlt dem Thurme ein zu
Öffnendes drehbares Dach, wie es heute bereits an jedem
Privatobservatorium angetroffen wird, so dass die Beobachtung
zu Thüren hinaus, deren vier nach den Richtungen N, O, S,
W vorhanden sind, oder von der schmalen Galerie aus, so-
weit dies die Grösse des Fernrohrs zulässt, geschehen muss.
Das erwähnte Femrohr ist innerhalb der Südthüre postirt
und gestattet nur Beobachtungen bis -|-24° Declination und
!'/,'■ Stundenwinkel zu beiden Seiten des Meridians, welche
aber durch das Geräusch, den Rauch und das Latemenlicht
der den Thurm umschliessenden Stadt in ihrer Güte sehr
beeinträchtigt werden. Aus allen diesen Gründen ist das Feld
der Prager astronomischen Thätigkeit überaus eingeengt, und
während man anderwärts darüber nachdenkt, wie die Beob-
achtungen lu verfeinem wären, fragt es sich hier oft, wie
sie überhaupt angestellt werden könnten. Leider ist gegen-
wärtig, trotz zweimal von mir ergriffener Initiative, keinerlei
Aussicht vorhanden, dass die Sternwarte, wie dies ihre sämmt-
liehen Dircctoren seit Anfang dieses Jahrhunderts erstrebten,
ausserhalb der Stadt verlegt würde und einen zeitgemässen
Neubau erhielte, woran im Augenblicke wesentlich die dop-
peltsprachigen Verhältnisse Böhmens Schuld tragen dürften.
Das einzige, was bis jetzt erreicht werden konnte, war der
Neubau des alten Zeitbestimmungsraumes im dritten Stock-
werke des Giemen tinum- Gebäudes, welcher im Herbste 1886
zu Stande kam, und dessen innere Einrichtung non aus zwei

146

Passagen-InKtrumenten, einen geraden mit Fraunhofer Vbem
Fernrohr von 117.5 mm Oeffnung '">*1 einem gebrocbeneD
von Pistor und Martins mit 68.0 mm Objcctivöflnung, ferner
ans zwei Registrirapparaten von Hipp und Fness und einer
ausgezeichneten Pendeluhr von Hohwfl besteht. Das hier
Angeführte möge hinreichen, um die in mancher Beziehung
spärlich erscheinende Beobachtungsthätigkeit der PnigerSten)-
warte zu erklären und lu rechtfertigen.

Ich beginne den Bericht mit der Darstellung des Fort-
ganges meiner plastischen Detailzeichnungen von Mond-
kralem und Mondlandschaften, Dieselben nahmen ihren An-
fang im Jahre 1884 mit einem Fraunhofer'schen Fernrohr von
3.6 Zoll (97.6 mm) Oefihung bei 1 60 facher Vergrösserung, udH
wurden seit i. August desselben Jahres mit dem Steinheil'-
schen Refractor von 6 Zoll (162.6 mm) Oeffhung bei 139-
facher Vergrösserung fortgesetzt. Das stets an der Beleucfa-
tongsgrenze ausgewählte Object wird hierbei schon am Fem-
rohre in vollkommener Treue und Plastik mit dem Bleistifte
fertig gestellt, und die erhaltene Zeichnung unmittelbar darauf
mittelst Tusche schrittweise und bis zur feinsten Auafährung
gedeckt. Die Zahl der solcher Art gewonnenen Abbildungen
stieg bis Ende 1884 auf 16, welche der Reihe nach die fol-
genden Mondformationen umfassen: Oestlicfaer Wall des Marc
Crisium (6'); Hercules (^T; Theophilus, Cyrillua (i/); Mauro-
lycus {U); Zagut, Rabbi Levi, Lindenau (A); Archimedes {A);
TycboM); GassendiM); Walter, Aliacensis, Werner (.^J; Co-
pernicus {A); Sinus Iridum (A); Riphaeus, Euclides {A); Kep-
ler, Encke {A); Colombo, Magelhaens (l/); Fracastor ((7) und
Plato (i'), in welcher Uebersicht die Buchstaben A und V
bedeuten, dass die fragliche Zeichnung bei Sonnen - Aufgang
bez. Sonnen-Untergang der betreffenden Mondgegend aufge*
nommen worden ist. Ihre Publication erfolgte in der oben
angefahrten Schrift auf heliographischem Wege. — Seit 1885
ist die jährliche Ausbeute geringer, weil ich beim Zeichneo
auf den Meridian beschränkt bin und die Prager Luft sehr
viel zu wOnschen übrig lässt. Ich erhielt in den Jahren 1885,
1886 und 1887 im ganzen 24 Mondaufnahmen, und zwar die
Gegenden: Tycho {i/); Catharina, Cyrillus, Theophilus (i')-
Aristarchus, Harbinger Berge (A); Biela, Rosenberger, Hage-
cius(f); Fabricins, Janssen (i"}; Posidonius (i^"}; Sacrobosco
(U); Encke u. S.O. (^); Diophantus, Delisle (.^) im Jahre 1885;
sodann Ptolemaeus (A); Horrebow u. N.W. (A); Fabridos,
Metius (C); Baco, Clairaut, Barocius (£'); Neander u. S.W.
{U); Petavius {i/); Cichus, Capuanus, Mercator, Campanns
{A); Clavius (A); Hipparchus, Albategnius (A) im Jahre 1S86;
endlich Cassini, Theaetetns {A); Aristarcbas, Herodotus {A)\

147

Macrobius {0'); Newton, Short, Moretus, Casatus, Klaprotb
(A); Mersenius u. S. (^4); Eratosthenes (A) im Jahre 1887,
Dieselben wurden im Juni 1888, nachdem vom Unlerrichts-
Ministecium die Mittel fQr deren VeröiTentlichuDg bewilligt
worden, an das k. Ic. militär- geographische Institut in Wien
behufs Reproduction durch Heliogravüre geschickt und dürften
ebenfalls im Laufe des Jahres 1889 publicirt werden. Die
mittlerweile getroffenen Verbesseningen und Erleichterungen
beim ZeichneD beziehen sich auf die Anbringung eines Uhr-
werks am Steinheil'schen Refractor (seit Juli 1885), auf die
Herstellung einer zweckmässigen Beobachtungsleiter mit zwei
verschiebbaren Tischchen für die Lampe und die Zeichen-
utensilien (seit September 18S6), endlich auf die Benutzung
elektrischen Glühlichtes zur Beleuchtung des Zeichenblattes
(seit April 1888). — Im Jahre 1888 gelangen mir 8 weitere
Mond aufnahmen, und zwar: Philolaus {A)\ Harpalus, Foucault
{A); Guttembergf^/); Schickard (A); Landsberg u. S.O. [A);
südwestlicher Wall des Mare Crisium (£^|; Manilius, Sulpicius
Gallus, Haem US-Gebirge (A); Gu^rike, Parry (A), unter wel-
chen die grosse, prächtige Wallebene Schickard und die Land-
schaft um Guerike mit ihrem mannigfaltigen Detail besonders
interessant erscheinen. Die bisher erlangte Gesammtzahl von
Mondkratern und Mondlandschaften ist daher 48, von denen
z8 Zeichnungen dem Sonnenaufgang am Monde und 20 dem
Sonnen Untergang angehören. Dass ich fast eben so viele Male,
als ich thatsächliclf gezeichnet, die 126 Stufen des Thurmes
zu allen Zeiten der Nacht vergeblich erstiegen habe, theils,
weil die Luft trotz der Klarheit des Himmels zu unruhig war,
theils, weil nach begonnener Arbeit Trübung oder Wolken-
ziehen eintrat, sei nur nebenbei bemerkt.

Die totale Mondfinsterniss vom 28. Januar konnte
nur bis kurz vor der Totalität durch Wolkenlücken verfolgt
werden. Dieser ungünstige Luftzustand vereitelte aber voll-
ständig die Beobachtung der von der Pulkowaer Sternwarte für
die Dauer der Erscheinung mitgetheilten Stembedeckungen.
Von Herrn Assistenten Kostlivy wurde die erste Berührung
des Mondes mit dem Kemschatten und die Zeit der Fassage
des letzteren durch Hipparchus, von mir und Heim Adjuncten
Dr, Gruss die Zeit des Beginnes der totalen Verfinsterung,
auf 4 Secunden übereinstimmend, erhalten. An dem Stein-
heil'schen Refractor gelang mir auch um Ii''i8=' mittlerer
Prager Zeit bei fcofacher Vergrösserung eine Zeichnung des
noch nicht ganz verfinsterten Mondes, welche alsbald wegen
der hochinteressanten, intensiven rötblichen Färtiung der
dunklen Mondseite, die bislang nirgends mit 1*^^* weder-

gegeben worden, in ein sorgfältig ausgeführtes Aquarell mit
allem gesehenen Detail umgesetzt wurde.

Von Cometenbeobachtungen wurde erhalten: i)
am Steinbeil 'sehen Refractoc (Oeflriung 162.6 mm) bei An-
wendung eines Stahlringmikrometers der Comet Barnard
(entdeckt am 2. SepL 1888) von Herrn Dr. Gnus am 2., 7.,
9,, 10., 12., 13., 27. und 30. November, von Herrn Assisten-
ten Dr. Schwarz am 9., 10., I2., 13., 27., 30. November und
am 27. December, von mir am 7. und 8. November; 2) am
Fraunhofer' sehen Femrohr (Oelfiiung 97.6 mm) unter Anwen-
dung desselben Ringmikrometers und bei Beobachtung von
der Thnrmgalerie aus der Comet Sawerthal (1888 1) von
Herrn Dr. Gruss am 8., 12., 17. und 18. Mai, von Herrn Dr.
Schwarz am 8. und 18. Mai. Derselbe Comet wurde ancb
von mir mit den umliegenden Sternen am 13. Mai um 14'
mittlerer Frager Zeit an dem letztgenannten Instrumente bei
54facher Vergrösserung gezeichnet.

Auch im Jahre 1888 ist den Sternbedeckungen und Jd-
piterstrabanten - Verfinsterungen die gelegentliche Aufmerk-
samkeit zugewendet worden. Von St'ernbedeckungen
wurden beobachtet: Der Austritt von x' Orionis-am dunklen
Mondrande am 24, OcL von Herm Kostlivy, femer der Eb-
tritt von i/i^ Aquarii am dunklen Rande von mir und deu
Herren Dr. Gruss und Dr. Schwarz. — Von Jupiterstra*
banten-Verfinsterungen wurde erhalten: von mir I. Ec. D.
aro 22. März; von Herrn Dr. Gruss I. Ec D. am 28, Februar,

22. März, 7. und 16. April; von Heim Dr. Schwarz 1. Ec. D.
am 16. April, I. Ec. R. am i. Juni, III. Ec. R. am !I. Juni
und 24. Juli; von Herm Kostlivy I. Ec. D. am 16. April

Einige Aufmerksamkeit wurde auch von den Herren
Dr. Gruss und Dr. Schwarz einzelnen Veränderlichen,
nämlich R Ursae majoris, R Camelopardi, o Ceti und einer
Gruppe von Sternen im Bilde der Cassiopeia, deren Grössen-
angaben in verschiedenen Catalogea stark differiren, gewidmet.

Im neuen Meridianz immer wurden vom Monate April
an fortlaufend die Culminationen des Mondes mit
den im Nautical Almanac verzeichneten Stemen am geraden
Fraunhofer' sehen Passageninstrumente {F) von mir und Herrn
Dr. Gruss, mehrfach auch gleichzeitig am gebrochenen Pistor
und Martins'schen Passagen Instrumente (/*) von Herrn Dr.
Schwarz beobachtet. Der erste Rand wurde von mir am In-
stmmente /"am 24. April, 19., 22., 23. Juni und 13. Novem-
ber, der zweite Rand am 25, Mai, 23. Juni und 18. Decem-
ber erhalten; von Herrn Dr. Gruss Rand I an F: April ih

23, Mai 22, 23, Juli 17, 18, 21, September 13, 14, 15, i7t
18, 19, October 15, i8, November 10, 11, 12, December 9>

149

II, 13, Mt '5- und II an F: April 28, 29, Mai 27, Juü 22,
26, August 24, 25, September 20, 21, 22, 26, October 19,
24, November 26; von Herrn Dr. Schwan I an P: Juli 17,
18, 21, September 13, 14, 15, 17, 18, IQ, und II an P\ Juli
22, September 20, 21, iz, 23, z6, Oclober 24. Hieraus er-
gibt sich die Gesammtiahi der Beobachtungen des ersten
Randes zu 37, die des zweiten zu 24, Fast alle Cul min al Io-
nen wurden mit Auge und Ohr beobachtet, und nnr jene
vom 19., 22., 23. Juni und iS. December mittelst des im
Juni neu erworbenen Fuess'schen Chronographen registrirt.

Was endlich die Zeitbestimmungen in demselben
Räume betrifft, so wurden diese allgemein von Herrn Dr.
Gruss, bis Mitte April an P und weiter bis Ende des Jahres
an F, ausgeführt. Nur in der Urlaubszeit des Genannten von
Mitte Juni bis Mitte Juli trat Herr Dr. Schwarz in den Zeit-
dienst am Instrumente P ein. Es sei ferner bemerkt, dass
die Libellen von F und P im April einer sorgfältigen Be-
stimmung des Bogenwertbes ihrer Theile durch sämmtliche
Beobachter an einem Trough ton' sehen Votikreise (s. Astr.
Bcob. 1884 S. 3), welcher eine entsprechende Einrichtung er-
hielt, unterworfen wurden.

Alle Redactionen wurden stets kurze Zeit, nachdem die
betreffenden Beobachtungen angestellt worden waren, und
zumeist von Herrn Adjuncten Dr. Grusa besorgt.

Im October trug ich mich mit dem Gedanken einer
fortlaufenden und möglichst genauen Breitenbestimmung filr
Prag, welche zunächst auf Beobachtungen im ersten Vertical
an dem gebrochenen Pistor und Martins'schen Passagenin-
strumente gegründet werden sollte, und trat diesbezüglich
mit Herrn Prof. Dr, Th. Albrecht in Berlin in Verbindung.
Derselbe hatte die Güte, mich, gestützt auf seinen reichen
Schatz von Erfahrungen, auf die nothwendige Transformirung
des Frictionsrollen- Trägers an gedachtem Instrumente nach
Art eines VVagebalkens zur Vermeidung von Spannungen bei
der Umdrehung des Fernrohres aufmerksam zu machen, gleich-
zeitig aber auch die Horrebow'sche Methode für die Ermit-
telung der Breite durch Beobachtungen im Meridiane beson-
ders zu empfehlen, und mich andererseits darüber zu orien-
tiren, dass nach der letztgenannten Methode vom Januar 1S89
an während der Dauer eines Jahres fortlaufende Polhöhen-
Bestimmungen in Berlin, Potsdam und Strassburg zur Ent-
scheidung der Frage nach kleinen Schwankungen der Erd-
axe, welche die Breite eines Ortes innerhalb kurzer Fristen
veränderlich gestalten würden, geschehen sollen. Diese freund-
liche Mittheilung erschien massgebend, dass ich wdt eben-
falls für die Horrebow'sche Methode und für ei^^ g\e\chie»-

150

tige Cooperation mit den genannten Sternwarten entschied,
und mich beeilte, das erwähnte Passageninstrument am 29. Oc-
tober von seinem Pfeiler abzunehmen und am folgenden Tage
behufs dessen vollständiger Umarbeitung im obigen Sinne an
Herrn Mechaniker C. Bamberg in Friedenau bei Berlin in
senden, mit der Aussicht, dasselbe gegen Ende December
wieder zurück zn erhalten. Aus diesem Grunde konnlen
auch im November und December keine weiteren Mondci^-
minationen an P beobachtet werden.

Da die Prager Sternwarte zugleich als magnetisches
und meteorologisches Observatorium fungirt, in weldier
Beziehung sie Jahrzehnte lang fast ausschliesslich gearbeitet
hat, so ist auch noch über diese Seite ihrer Thätigkeit la
berichten. Die Ablesung der magnetischen und meteorolo*
gtschen Apparate geschieht 6mal des Tages, um iS', 19*,
22^, 2\ ö"" und 10'', durch den Adjuncten, die beiden Assis-
tenten und den Stern warten dien er. Die meteorologischen
Elemente der 10. und 19. Stunde werden täglich auf tele-
graphischem Wege der Centralanstalt für Meteorologie und
Erdmagnetismus in Wien und der meteorologischen Cential-
station in Petersburg mitgetbeilt. Femer werden die meteo-
rologischen Daten eines jeden Tages, ebenso die Beobach-
tungen der magnetischen Declination allen Prager Zeitungen
täglich bekannt gegeben. Absolute magnetische Messungen
erfolgen in zweimonatlichen Intervallen in einem eisenfreien
Observatorium am östlichen Abhänge des nahen Laurenzer-
berges mittelst transportabler Theodoliten nach Lamont's
System. Die Original ab lesungen der sämmtlichen magneti-
schen und meteorologischen Instrumente der Sternwarte,
sowie die Reduction der Angaben der seibstregistrirenden
Apparate, als des Kreil'schen Barographen, des Hipp'schen
Thermographen und der Windautographen (Windfahne nach
Osler's Princip und Robinson's Anemometer mit Windrädern
von Adie in London) werden jährlich mit den bezüglichen
Untersuchungen und Uebersichten ausführlich in den Anna*
len der Prager Sternwarte auf Öffentliche Kosten herausge-
geben. In dieser Weise ist auch im Jahre 1888 die Publi-
cation: „Magnetische und meteorologische Beobachtungen an
der k. k. Sternwarte zu Prag im Jahre 1887 (48. Jahrgang)"
erschienen.

L. Weinek.

Prag (Professor Safarik).

Die Witterung war im Jahre 188S ungemein rauh un<i
veränderlich; namentlich trat Aufheiterung, zur nicht geringen

Plage des Beobachters, meistens bei starkem Winde ein, der
sich an den sellencD ganz heiteren Abenden gewölmlich zu
slurmartiger Hertigkeit steigerte. Ueberdies war ich durch
mein Lehramt stark in Anspruch genommen. Dafür gestat-
tete mir meine bequeme Einrichtung besser aU in früheren
Jahren jede Gelegenheit zu benutzen, und ich konnte an
135 Tagen beobachten, von denen allerdings viele nur spär-
lichen Ertrag lieferten.

Im September erwarb ich einen achtzölligen Refractor
von Alvan Clark, verfertigtim Jahre 1858 für W. R. Dawes, von
diesem zu zahlreichen Doppelstemmeasungen benutzt, und in
den Monthly Notices (Vol. 20, p. 60) beschrieben und abge-
bildet. Er war seit 20 Jahren ausser Gebrauch, aber die
optischen Theile und das schöne Filarmikrometer von P. Dol-
lond völlig unversehrt, Herr Dr. H. Schröder, Dirigent der Werk-
stätten von Ross & Co. in London, hatte die grosse Gefäl-
ligkeit während einer Ferienreise nach dem Continente eigens
nach Prag zu kommen, mehrere Tage bei mir zu wohnen,
und die Objective meiner Fernrohre zu reinigen und zu cen-
triren, wodurch sie zu überraschender Wirkung gelangten,
wie sie solche zum Theil nicht einmal neu besassen. Das
Clark'sche Objectiv erwies sich, übereinstimmend mit dem
Zeugnisse von Dawes, als vorzüglich. Die Bilder sind mit
dem stärksten Oculare (850) noch scharf, die Vertheilung der
Farbenreste (rosenroth und bleich grünlichgelb) gelungen, und
im polarisirten Lichte zeigen die Linsen keine Spur von Span-
nung. Auch die Uhrbcwcgung ist fest und gleichmässig. Der
Besitz des Instrumentes ist mir ein reicher Lohn für lang-
jährige Bemühungen mit geringeren Mitteln, und ich schulde
Herrn Dr. Schröder herzlichen Dank für seine Mitwirkung bei
dem Ankaufe hi London und der Prüfung und Reinigung
in Prag.

Im November wurde das ungenügende Holzdach des
Refractor thurmes von Herrn G. Heyde in Dresden durch eine
elegante eiserne Kuppel ■ seiner eigenen Constniction ersetzt,
Sie ist hemisphärisch (etwas überhöht), bei 4.50m Durchmesser
nur 1400 kg schwer, und hat einen einseitigen Spalt von i m
Breite ; das Oeßiien (von Horizont bis Zenith mit einem male)
braucht kaum eine Minute, eine bequeme volle Rotation etwa
2 Minuten. Die Innenwand ist unverkleidct, und hat bis jetzt
weder Nässe noch Eis angesetzt, wahrscheinlich weil der (mit
Asphalt gepflasterte) Innenraum bloss mit der umgebenden
offenen Terrasse communicirt Da meine Kuppel nüt jener
des Leipziger Heliometers übereinstimmt, so kann ich auf
die gründliche Beschreibung dieser durch Hej^rt ^o^- ßi™^*
(V.J.S. 23, S, 108) verweisen.

152

Endlich erwarb ich vor Jahresende ein schönes Univet-
salinstrument mit i6 cm Kreisen, durch 4 Mikruskope abzu-
lesen, von M. Hensoldl in Wetzlar, und eine Pendeluhr von
G. RebJcek in Prag.

Auch diesmal war meine Thätigkeit fast ganz den ver-
änderlichen Sternen zugewendet. An 130 Abenden erhielt
ich 2190 Helb'gkeitsbestimmungen von 173 Sternen, davon
QO bekannte und benannte Veränderliche, 2 Asteroiden, und
81 in Untersuchung genommene anon)-me Sterne. Uebei
zwei neue Veränderliche unter den letztgenannten habe ich
A.N. 2839 berichtet. Die im Jahresberichte fär 1886 (V.J.S.z;,
S. 151) erwähnte Abhandlung ist erschienen (ein Auszug in
A N. 2874), eine zweite über 45 weitere Sterne in Vorberei-
tung ; von diesen werden wenigstens 10 veränderlich sein,
einige nicht unbedeutend.

Nach völliger Instandsetzung des Clark'schen Fernrohres
gedenke ich die Beobachtungen der südlichen Veränderlichen
(mit Ausnahme der von mir entdeckten) aulzugeben, und von
den nördlichen nur eine Auswahl beizubehalten, namentlich
die für Prag circumpolaren. Dafür will ich die beibehaltenen
während des ganzen Lichtwechsels verfolgen, besonders wäh-
rend der wichtigen Minima, von denen ich mit meinen bis-
herigen Mitteln nur sehr wenige beobachten konnte.

Pogson (M.N. Vol. 17, S. 12 und V0I.21, S. 34) gibt für
die schwächsten mit einem Fernrohre von A Zoll OefTnung
sichtbaren Sterne (unter der Annahme J» : Jm+i = 2.512)
die Formel

„=/+5log^

Stampfer (Wien. Ak. Siu.-Ber., Math. Kl. 7, S. 756) eine etwas
verschiedene, aber zu nahe denselben Werthen führende. Beide
gehen von Argelander's Sternen 9" aus. Für den Centimeter
als Einheit wird

/= 7'?i8 Pogson = 7'?52 Stampfer, im Mittel 7'!'35
und fiir ^ = 8 engl. Zoll — 20.3 Centimeter m — 13'?9, was
voraussichtlich für eine nicht geringe Zahl von nördlichen
Veränderlichen auch in der kleinsten Phase noch brauchbare
Stufen Schätzungen erlauben wird.

Uebersicht der Beobachtungei

R Andromedae

Abende

R Arietis

R Aquani
T -

8
6

T -
R Aurigae
R Bootis

(L) Aquilae

14
30

S —
T(xj') Bootis

13 Abende

R Camelopardi

44 Abende

R Herculis

R Cancri

S —

T —

7 ■

T -

U -

V —

u —

R Canis minoris

R Hydrae

S _ _

7 •

S -

R Capricorni

T -

Sj 238 -

18 -

R Laccrtac

R Cassiopeiae

27 -

R Leonis

S -

23 •

T —

R Leonis minoris

u Cephej

27 .

R -

28 .

R Leporis

S ~

42 -

R Librae

T —

48 .

S —

0 Ceti

36 •

R Lyncis

(D)-*

35 *

(A) Lyrae

R —

9 -

(B) -

S —

14 >

(P) -

R Coronae

32 •

(9) -

S —

25 •

DM. 38^3164 Lyrae 1

T —

» 39° 3505 —

V —

14 .

(D) Monocerotis

R Corvi

(G) Ophiuchi

R Crateris

9 -

(H) -

X Cygni

R Orionis

P —

6 >

S —

R -

24 .

U -

S -

17 .

R Pegasi

U —

2g .

R Persei

V —

30 •

S —

SJ25iCyg«i

19 .

T -

R Delphini

DM. 41° 521 Persei 8

S -

27 .

R Piscium

T -

8 .

R Sagittarii

R Draconis

33 '

S —

R Geminorum

T -

S —

14 »

(F) -•

T -

15 ■

(M) ScuU

U —

60 .

R Serpentis

g Herculis

40 -

T -

• Siehe A.N. 2839. Die übrigen eingeklammerten Beieiclmungen
beziehen sich aof meinen Aufsatz von iSg6 and die Mitltieilung in
A.N. 2874. Ueber Sj 338 Capricorni siehe A.N. 1688

R Tauri 15 'Abende

S Ursae majoris

ÜA

S - 8 -

T — —

T - 4 -

R Ursae minoris

U - 37 ■

T Virginia

V - 15 -

DM. 18° 762 Tauri 3 •

- i8°747 - 2 .

Ceres

- 22° 832 - 3 •

Juno

R Ursae majoris 18 »

(L) Aquilae DM.

-S° 48S8 = S].22J

(D) Ceti

-7° 275

35° 3038

(A) Lyrae

36° 3241

(B) .

36° 3343 = B. 458

(p) •

36" 3 '78

w .

36" 3168 = 8.448

(D) Monocerotis .

9° I2i8

IG) Ophiuchi •

J° 3474

(H)

2° 3473

(F) Ssgittarii . -

18= 5389

(M) Sculi

-8» 4726 = Sj.Ji9

A. Sa

farik

Abende

Stl-assburg.

Die Personal Verhältnisse waren in dem abgelaufenen
Jahr in so weit andere, als Herr Cand. A. Kaufmann auf sei-
nen Wunsch und in der Absicht, um Müsse für die Vorbe-
reitung zur Promotion zu gewinnen, für das Halbjahr April i ■
bis Oct. I von seinen amtlichen Geschäften entbunden wurde
und während dieser Zeit in Herrn Stud. Stutz einen Vertreter
erhielt.

Nachdem im Krühjahr die Beobachtungsreihe der süd-
lichen Anhaltstemc abgeschlossen war, hielt ich den Zeit-
punkt für gekommen, um an dem Meridianinstrument und
seiner Aufstellung einige dringend erforderliche Aenderungen
vornehmen zu lassen. Zunächst wurden die Isolirungen der
Pfeiler von Instrument und Collimatoren untersucht und meh-
rere nicht unbedeutende Mängel, die theils von Anfang an
bestanden hatten, wie z, B, Verbindungen zwischen den Pfei-
lern und ihren Bekleidungen durch Gas lei tun gs röhren, theits
im Laufe der Zelt infolge der Feuchtigkeit und des Veraie-
hena des Holzes aufgetreten waren, beseitigt. Bei den hier-
bei theils von dem Personal der Sternwarte, theils unter des-
sen Aufsicht aufgeführten Untersuchungen habe ich allerdings
die Ueberzeugung gewonnen, dass die Fundaroente im gan-

155

zen leichter aufgeführt sind, als es mit ROcksicht auf das
aufgeschüttete Terrain, auf dem die Sternwarte steht, zweck-
dienlich gewesen wäre, und dass namentlich auch die zum
Austrocknen gelassenen grossen Hohlräume in den Pfeilern
wegen der Venninderung der trägen Steinmassen die Stabi-
lität nicht unerheblich beeinirächtigen. Schon sehr schwache,
sei es im Keller gegen die Fundamente, oder im Saal gegen
die Pfeiler ausgeführte Schläge verursachen hier, abweichend
von den anderwärts von mir gemachten Erfahrungen, so
merkliche Erzitterungen, dass das Bild der P'äden im Queck-
silberhorizont ganz verschwindet, und es wird daher auch
begreiflich, dass selbst so geringfSgige Bodenerschütterungen,
wie sie durch das Fahren von Kieswagen in dem angren-
zenden Botanischen Garten und durch den gewöhnlichen Wa-
genverkehr in der Umgebung entstehen, in der Ruhe des
Nadirbildes sich bemerkbar machen. Ich habe in Erwägung
gezogen, ob es sich nicht etwa empfehlen würde, die ge-
nannten Hohlräume auszufüllen, bin aber einstweilen davon
abgestanden, weil es gelungen ist, eine sehr merkliche Bes-
serung dadurch zu erreichen, dass das bisher in Gebrauch
gewesene Gefass zur Aufnahme des Quecksilbers, dessen auf-
recht stehende Wände der Beruhigung der Flüssigkeit nur
hinderlich sein mussten, durch eine sehr flache Schale von
317 mm Durchmesser und 1.8 mm Tiefe ersetzt wurde. Die-
selbe wird entweder auf das im letzten Bericht erwähnte,
von den Pfeilern getragene Brett oder auf den für Rellex-
beobachtungen dienenden fahrbaren Stuhl aufgesetzt; im letz-
teren Falle schwimmt sie auf einer Quecksilberschicht, die
sich in dem früher als Horizont für Stembeobachtungen be-
nutzten Troge befindet. Bei Reflexbeobachtungen des Po-
larsterns wird diese Einrichtung zweckmässig auch für die
Beobachtung des Nadirs benutzt, nur muss wegen der Con-
struction des Stuhles die sonst übliche Einstellung von der
Süd- und Nordseite durch zwei Einstellungen von derselben
Seite, mit und ohne umkehrendes Prisma ersetzt werden.
Es ist damit erreicht, dass die Beobachtung sowohl des Na-
dirs, als der reflectirten Sterne, eine sehr viel grössere Leich-
tigkeit und Sicherheit gewährt, und dass das Scbliessen der
Klappen bei ersterer nur bei stärkerem Winde nothwendig
wird. Ueberhaupt darf ich nicht unerwähnt lassen, dass,
wenn auch die Construction der Fundamente ihre schwachen
Seiten hat, die Constanz in der Aufstellung des Instrumentes,
soweit sich aus dem bisher definitiv bearbeiteten Material
ersehen lässt, eine recht befriedigende ist.

An dem Meridiankreis selbst wurden folgende Aende-
rungen vorgenommen. Es war bisher nicht möglich geweae^

■5«

gleichzeitig beide Kreise, den Gradkreis und den 2' Kreis,
zu benutzen, da, wenn der eine Kreis sich im Focns der
Mikroskope befand, der andere ausserhalb des Focus der ao-
derseitigen Mikroskope war, und es musste jedesmal beim
Uebergang von einem Kreis zum aniJeren — der Gradkreis
ist hauptsächlich für die Beobachtung des Polarsterns be-
stimmt, hierfür aber nur kurze Zeit in Anwendung gekom-
men — das Instrument in der Richtung seiner Axe verscho-
ben werden. Dieser in der Construction des Instruments
selbst nicht begründete Uebelstand wurde durch eine ge-
nauere JustiruDg der die Mikroskope tragenden Cylinder leicht
beseitigt, so dass das Instrument jetzt in jeder Kreislage zur
Beobachtung, sei es an dem einen oder anderen oder gleich-
zeitig an beiden Kreisen, bereit ist.

Der dem Meridiankreis von den Verfertigem beigege-
bene, aus einer gebogenen Stahlstange construirte und gegen
die Pfeiler anliegende Niveauträger hatte von Anfang an den
Nivellirungen nicht die Sicherheit gegeben, welche man be-
anspruchen musste; eine kleine Verbesserung wurde allerdings
erreicht, als nach dem Vorschlag der Herren Repsold die En-
den der anliegenden Stange mit kleinen Rollen versehen wor-
den waren; aber eine genügende Abhülfe konnte nur von
einem Träger von grösserer Steifheit erwartet werden. Der
von den Herren Repsold im letzten Jahre neu ausgeführte
und jetzt zu unserer Zufriedenheit functionirende Träger ist,
wie es auch sonst üblich war, aus Messingröhren zusammen-
gesetzt und in der Mitte ausgeschweift, so dass auch bei
Nadirstellung des Fernrohrs nivellirt werden kann. Trotz der
zur Senk rechts teil ung der Füsse angebrachten Gegengewichte
ist das Gesammtge wicht nur 0.65 Kilogramm grösser, als
das des früheren Trägers.

Als eine weder durch irgendwie grössere Bequemlich-
keit für den Beobachter, noch durch Vortheile anderer Art
begründete Aenderung kann ich die bei einigen neueren Me>
ridiankreisen eingeführte Vorrichtung zur Feinstellung in Höhe
mittelst einer längs des Rohres laufenden Schnur ohne Kndc
ansehen ; sie erfordert die grösste Vorsicht bei der Kinstel-
lung und ist für rasches Operiren ganz ungeeignet. Ich habe
nach Abschluss der älteren Beobacbtungsreihe nicht gezögert,
sie beseitigen und durch Schlüssel nach der früheren Art er-
setzen zu lassen. Dabei ist die Vorkehr getroffen, dass der
für Nadirbeobachtungen dienende Schlüssel (mit Kronrad) be-
ständig am Instrument verbleibt und nur bei dem Nivciliren
etwas geboten zu werden braucht.

Die unten zu erwähnende nächste Arbeit am Meridian*
instnimcnt erforderte die Einsetzung eines neuen Netzes, da

»57

das bisherige wegen mehrfach vorkommender Distanzen von
sehr nahe zwei vollen Secunden leicht Irrungen verursachen
konnte, und bei den früheren Beobachtungen auch zahlreiche
Irrthümer hervorgerufen hat. Bei diesem Anlass wurde der
Mikrometerapparat in Hamburg gereinigt und die zur Ver-
kürzung des Focus bei Einstellung der Miren dienende Linse,
die sich in ihrer Passung gelockert zeigte, neu befestigt. Das
stark angelaufene Objectiv wurde zu gleicher Zeit in Mün-
chen gereinigt.

Nachdem das Meridianinstrument wieder montirt worden
war, wurden die CoUimatoren berichtigt, deren optische Äsen
in unzulässigem Masse von einer und derselben Geraden ab-
wichen. Wir haben uns hierbei zunächst mit einer allerdings
sehr angenäherten Berichtigung genügen lassen, da die Cor-
rectionsschrauben nicht weiter ausreichten und eine tiefere
Versenkung des Untersatzes des einen Coüimators in den
Pfeiler erforderlich wird, die in diesem Frühjahr ausgeführt
werden soll. Die Beleuchtung der CoUimatoren wurde dahin
abgeändert, dass statt der bisher üblichen grossen GasHam-
mcn, die sich in einem A.bstand von 0.65 m von dun Ocular-
enden befanden und trotz der dazwischen befindlichen mat-
ten Glasplatte nicht ohne erwärmenden EinHuss auf jene
bleiben konnten, kleine Beobachtungslampen in einer Ent-
fernung von 1.50 m in Anwendung kommen.

Am grossen Refractor war die Beleuchtung, namentlich
des Declinationskreises, so schwach geworden, dass eine neue
Politur des Spiegels, der das Licht der Beleuchtungslampe
dahin überträgt, erforderlich wurde. Die Herren Repsold
haben denselben bei dieser Gelegenheit neu belegt, und zwar
mit Nickel-Blech, wovon sie eine haltbarere Politur erholTen,
als die frühere Neusilbeiplatte sie bieten konnte. Der Satz
von Ocularen für den grossen Refractor wurde um ein neues
Ocular von Hartmann & Braun in Bockenheim von nahe
2 cm Aequivalent- Brenn weite vermehrt.

Auch am 6" Refractor war die Beleuchtung, und zwar
die der Fäden, im Laufe der Zeit ganz ungenügend gewor-
den, da selbst in dunkler Nacht nichts von hellen Fäden zu
erkennen war. Sie ist von Anfang an verhältnissmässi;; matt
gewesen, hat aber nach dem Zeugniss der zahlreichen Beob-
achtungen von Prof. Winnecke an diesem Instrument genügt.
Das Rohr wurde aus diesem Grunde im Sommer an die
Herren Repsold gesandt, die ausser einer Reinigung der re-
flectirenden Flächen auch die weisse Ringfläche hinter den
Fäden, soweit als zulässig, verbreitert haben. Die Fäden
werden jetzt wieder hell gesehen, für feine Messungen aus-
reichend allerdings nur so lange der Himmelsgrund nicht

Visit ellahruchr. d. Allronam. GciglUchafl. n. i t

tsß

durch Mohdlicht einigerraassen stark erleuchtet ist. Es ist
dies ein Mangel, der um so mehr bedauert werden muss,
als das Instrument in jeder anderen Hinsicht vorzüglich ist.

Zu vielen, aber noch nicht von dem gehofften Erfolg
begleiteten Versuchen hat das Altazimuth unserer Sternwarte
in dem abgelaufenen Jahr Veranlassung gegeben. Zwar gelang
es Herrn Dr. Kobold, der diese Untersuchungen gefuhrt hat,
durch provisorische Hinzu fügung eines die Veränderungen
der Stellungen der Höhenmikroskope controlirenden Niveaus
die Variationen des Nullpunktes, die bei der Drehung um
die Verticalaxe eintreten, in engere Grenzen einzuschliessen;
aber zu einer Anwendung des Instrumentes auf Beobachtun-
gen des Mondes und der unteren Planeten, die, wenn sie
für die Theorie der Bewegung dieser Körper von Nutzen
sein sollen, den Meridianbeobachtungen nicht erheblich an
Genauigkeit nachstehen dürfen, ist es noch kaum gekommen.
Die Versuche wurden im Herbst abgebrochen, da das In-
strument für die nächste Zeit zu einer anderen Beobachtungs-
reihe verwandt werden musste. Von den hierfür erforder-
lichen kleineren Aenderungen erwähne ich ausser einem
neuen Fadennetze die Ersetzung der über dem Centrum des
Instruments befindlichen, Feld, Fäden und Kreise beleuchten-
den Lampe durch ein kleines Lämpchen, welches an dem
einen Ende der Horizontalaxe an Stelle des dort befindlichen
Spiegels befestigt, zwar nur die in diesem Falle allein erfor-
derliche Beleuchtung des Fernrohrs vermittelt, vor jener grös-
seren Lampe aber den Vorzug hat, dass wegen der gerin-
geren Erwärmung die Gefahr unregelmässiger Refractionen
verringert und das bei stärkerem Winde die Beobachtungen
zuweilen ganz vereitelnde Auslöschen vermieden wird.

Das kleine Fraunhofer'sche Heliometer musste im vori-
gen Sommer wegen dringend nothwendiger Reparatur des
Daches der Kuppel abgenommen werden, und wir haben
diese Gelegenheit ausser zu einer gründlichen Reinigung auch
benutzt, um das Rohr mit 5 Thermometern zu versehen, von
denen je zwei in der Nähe des Objectivs und des Oculars,
und eines nahe der Mitte des Rohrs sich befinden, und deren
kreisbogenformige Gefasse der Krümmung des Rohres an-
gepasst und mit einer Metallkapsel überdeckt sind. Da auf
diese Weise die Temperatur des Rohres an drei über seine
Länge vertheilten Stellen bekannt wird, so hoffen wir dadurch
zu einer genaueren Kenntniss der Abhängigkeit der Focal-
länge von den Angaben des Metallthermometers zu gelangen.

Zu beständigen Klagen gibt die Pendeluhr von Knob-
lich, bez. der mit ihr verbundene Contactapparat Anlass. Es
ist selten mehr als ein Monat vergangen, ohne dass letzterer

I
I

versagt hat und die Uhr zum Stillstand gekommen ist. tm
Winter 1887 — 88 war die Uhr dem Verfertiger übersandt
worden, der ausser einer nothwendig gewordenen Reinigung
den Stahlcontact durch einen Plalinacontact ersetzt, aber
eine wesentliche Verbesserung damit kaum erreicht hat. Offen-
bar hat die Uhr nicht den nöthigen Kraftüberschuss, um die .
für das Heben des Contacthebels erforderliche Arbeit zu
leisten, wenigstens nicht, wenn zu dieser noch die Ueber-
windung gewisser Widerslände hinzukommt, die der alle Se-
Cünden stattfindende Stromschluss erzeugt, und es erschien
uns nicht rathaam die Vermehrung des Gewichtes über eine
gewisse vom Verfertiger bezeichnete Grenze zu treiben. Ich
beabsichtige daher die sonst sehr gute Uhr ihrer elektrischen
Functionen — sie dient gegenwärtig als Registriruhr für
den grossen Refractor und gibt durch Vermittelung eines
zweiten Relais automatische Signale auf dem Registrirapparat
im Meridiansaal zur Controle des Ganges der Meridiannhr —
sei es ganz zu entbinden, oder diese auf die letztgenannten
Signale einzuschränken. Es kann dies aber erst geschehen,
sobald wir im Besitz einer bereits seit längerer Zeit in Be-
stellung gegebenen Arbeitsuhr für den grossen Refractor sein
werden.

Eine auffällige Erscheinung lr«t bei der ausgezeichneten
Normaluhr von Hohwü auf. Seit dem Herbst 1886 in dem
für die Aufstellung der Uhren eigens bestimmten Räume
zwischen den beiden Gewölben des Refractorbaues an einem
freistehenden Sandsteinpfeiler aufgehängt, hat sie in den letz-
ten Jahren Schwankungen zwischen den Sommer-, und Winter-
gängen gezeigt, die mit dem früher gefundenen Temperatur-
Coefficienten absolut unvereinbar sind. Herr Cand. Schröter
aus Christiania, welcher die in dem Zeitraum 1887 Mai —
1888 October beobachteten Gänge näher untersucht hat,
findet das Temperaturglied jetzt —0^0430 für 1° C, während
es früher nach der Mittheilung von-Prof. Winnecke A.N. 2282
— OK)iio betrug, den Barometer -Coeflicienten ■{■oHxiSj für
I mm (früher +o?oi25). Wahrscheinlich ist der Gang in den
letzten Jahren noch in anderer Weise beeinflusst worden,
und es liegt nahe, hier einen Zusammenhang mit der neuen
Aufstellung zu vermulhen. Der jetzige Uhnaum entbehrt
jeder Ventilation, ist dumpf und auch feucht, besonders im
Sommer, wenn die in der eindringenden Luft enthaltenen
Wasserdämpfe sich an den relativ kühlen Mauern nieder-
schlagen. Herr Schröter hat versucht, eine Beziehung des
Ganges zur Feuchtigkeit oder auch zu dem Unterschied der
Temperatur im Uhrraum und ausserhalb desselben aufzu-
finden, indessen war eine solche nicht klar zu erkeniven. Da

t6o

hiemach eine Störung in der Uhr selbst angenommen wer-
den musste, wurde sie im December abgenommen und Herm
Hohwil zur Untersucliung und Reinigung übcrsandt. Errreu-
licherweise ergab sich, dass meine Befürchtung, die Uhr könne
durch Feuchtigkeit gelitten haben, unbegründet war, auch
die Pendelfeder erwies sich als ganz rostfrei; nur ein Zapfen
war etwas eingelaufen. Bei dieser Bewandtniss erschien es
nicht angezeigt, die Uhr in einem anderen Räume aufzu-
stellen und auf die Vortheile zu verzichten, welche die Klein-
heit der Schwankungen der Temperatur innerhalb kürzerer
Zeiträume bietet. Durch Aufstellung grösserer Ciefässe mit
gebranntem Kalk an Stelle des früher angewandten Chlor*
Calciums wird der Gefahr des Röstens noch wirksamer als
bisher entgegengetreten.

Nach Abschluss der Beobachtungsreihe der südlichen
Anhaltsterne musste ein neues Arbeitsprogramm für den Me-
ridiankreis aufgestellt werden. Nach der ganzen ausgezeich-
neten Einrichtung, welche der Gründer der Sternwarte auch
diesem Theile gegeben hat, muss ich es als Hauptaufgabe
derselben betrachten, in die Reihe der Sternwarten ein-
zutreten, die sich der fundamentalen Ortsbestimmung der
helleren Sterne widmen, um so mehr als es in Deutschland
nur wenige hierfür geeignet gelegene und genügend ausge-
rüstete Sternwarten gibt. Vorher aber wollte ich eine Zu-
sage erfüllen, die bereits von Prof. Winnecke gegeben wor-
den war, betreffend die Betheiligung der Sternwarte an der
Fortsetzung des Zonenunternehmens der Astronomischen Ge-
sellschaft südlich von —2°. Winnecke hatte hierfür die Ver-
wendung des Passagen Instruments von Cauchoix in Aussicht
genommen ; es ist mir aber zweckmässiger erschienen, den
Meridiankreis hierzu zu benutzen, weil derselbe zweifelsohne
eine grössere Genauigkeit gewähren und eine schnellere Durch-
führung der Arbeit gestatten wird, eine gleiclizeitige Verwen-
dung für eine zweite grössere Beobachtungs reihe aber wegen
mangelnden Personals ausgeschlossen ist Die Zone, deren
Bearbeitung die Sternwarte nach Vereinbarung mit Geheim-
rath Auwers übernommen hat, ist der Gürtel von — i'^5o'
bis — 6° 10', er enthält 8154 Sterne, von denen 1329 schwä-
cher als gTO sind. Die neuere Einrichtung der Repsold' sehen
Meridiankreise ist für die Ausführung von Zonenbeobachlun-
gcn nicht so bequem, wie die ältere oder die der Martins'-
schen Instrumente. Der Beobachter, dem es obliegt das Fem-
rohr annähernd zu richten und die genaue Kreisablesung lu
machen, muss fortwährend von der einen Operation zur an-
deren seinen Platz wechseln. Nach längerer Ueberlegang
erschien es als das geeignetste Auskunf\smittel, das £instell-

i6i

röhr selbst an dem einea Ende in ein Ablesemikroskop um-
zuwandeln. Dasselbe liegt in der Höhe des unteren Kreis-
randes, parallel zur Kreisfläche, und besteht aut> zwei opti-
schen Systtimen, die durch zwei gegen einander etwas ge-
neigte Prismen getrennt sind, in der Weise, dass die Ab-
uehenslinie sowohl von der Nord- als von der Südseite auf nahe
dieselbe Stelle des Kreises trilft. Die Herren Repsold haben
auf meinen Wunsch die besagte Aenderung vorgenommen,
wobei sie als Mikroskopmikrometer eines der beiden über-
zähligen, zu Theilfehler - Untersuchungen dienenden Mikro-
skope benutzen konnten, das Objectiv abei", um die nöthige
Vergrösserung zu erzielen, durch ein neues ersetzen muss-
ten; auch das zugehörige Prisma, welches nunmehr, wie kaum
erwähnt zu werden braucht, so gerichtet wurde, dass die
Strahlen parallel zur Umdrehungsaxe des Femrohrs verliefen,
wurde erneuert Mittelst dieser Einrichtung war der Bequem-
lichkeit der Operation mindestens in derselben Weise, wie
bei jedem anderen Instrumente Rechnung getragen, auch die
Sicherheit der Ablesung war trotz der etwa nur halb so star-
ken Vergrösserung, wegen der grösseren Schärfe und Sau-
berkeit der Striche, völlig genügend; nach einigen Versuchen,
die ich darüber selbst anstellte und anstellen Hess, erreichte
der wahrscheinliche Fehler einer Einstellung eines Striches
nicht o"2, oder überschritt wenigstens diese Grenze nur un-
erheblich*. Leider sah ich mich genöthigt, nachdem bereits
eine grössere Anzahl von Zonen beobachtet worden war, von
dieser Einrichtung wieder abzugehen und zu der sehr viel
unbequemeren Benutzung eines der regulären Mikroskope
zurückzukehren ; soweit ich aus einer rohen Schätzung ersah,
entsprach die Genauigkeit nicht den Anforderungen, die ge-
stellt werden müssen; ich finde dafür keine andere Erklärung,
als dass durch die dargebotene grosse Bequemlichkeit die
Gefahr übereilten Operire ns entstand, der sich die Beob-
achter auf Kosten der Genauigkeit nicht ganz zu entziehen
vonnocht haben. Vielleicht wäre auch das Unheil weniger
ungünstig ausgefallen, wenn ich es auf Grund einiger voll-
ständig reducirten Zonen hätte bilden können; doch lagen
deren keine vor.

Neben den Zonen beobachtungen sind in das Programm
für den Meridiankreis die regelmässigen Beobachtungen der
Sonne und der in ihrer Nähe culminirendcn Hauptsterne, des
Mondes, der Wandelsterne und des Polarsterns u Ursae

l62

minoris in beiden Coordinaten aufgenommea. Die Sonneo-
und zugehörigen Sternbeobachtungen werden ausschliesslich
von dem Observator der Sternwarte Herrn Dr. Kobold an-
gestellt, während in die übrigen Beobachtungen der Obser-
vator und die beiden Assistenten sich tbeilen. Die Zonea-
beobachtungen sind dem ersten Assistenten Herrn Dr. Wis-
licenus übertragen, dem für die Ablesung des Kreises der
zweite Assistent, Herr Kaufmann (in dessen Abwesenheit
Herr Stutz) beigegeben war.

Im Herbst erhielt unsere Sternwarte von Seiten des
Directors des Geodätischen Instituts Herrn Prof. Helmert in
Berlin die Aufforderung, an den gleichzeitig auf mehreren Stern-
warten Deutschlands anzustellenden PolhöhenbestimmungeD
nach Horrebow's Methode theil zunehmen, um Material zur
Entscheidung der wichtigen Frage über die Realität von un*
regelmässigen Schwankungen dieses Elementes zu gewinnen,
wie solche durch die ausgezeichneten Resultate Küstner's
mit grosser Wahrscheinlichkeit angezeigt wurden. Die Auf-
forderung von Professor Helmert begegnete einem schon frühei
von mir gehegten Wunsche, dessen Ausführung ich indessen
mit Rücksicht auf die Dringlichkeit der Bearbeitung der gros-
sen Reihe älterer aufgehäuften Beobachtungen auf einige Zeit
zuilickzustellen beschlossen hatte. Ich habe aber wegen des
grossen Gewichtes, welches eine gleichzeitige Ausführung ent-
sprechender Beobachtungen auf mehreren Sternwarten für die
Entscheidung der Frage haben musste, dennoch nicht geiö-
gert, die Theilnahme der hiesigen Sternwarte schon jetzt zu-
zusagen. Die Beobachtungen werden von dem Observator
Herrn Dr. Kobold an dem in den Meridian gestellten Atiaii-
muth gemacht, an welchem für diesen Zweck die oben er-
wähnten Aenderungen vorgenommen sind. Eine durch grös-
sere Empfindlichkeit ausgezeichnete Libelle hoffen wir in kür-
zester Zeit zu erhalten. Die Abstände des benutzten beweg-
lichen Fadennetzes werden, um etwaige von der Temperatur
abhängige Veränderungen zu erkennen, in passenden Zeit-
räumen an dem Höhenkreise gemessen, wobei das Femrohr
auf den ihm gegenüberstehenden 6" Refractor gerichtet wird,
im übrigen schliesst sich das Programm möglichst dem vom
Geodätischen Institut aufgestellten an, und besondere Sorge
wird auf die innige Uebertraguug der einzelnen Stemgruppen
auf einander, soweit es eben die Witterung gestattet, ver-

Die Anzahl der Beobachtungen im abgelaufenen Jahr
ist theils wegen der Aenderungen an den Instrumenten, na-
mentlich dem Meridiankreise, theils infolge der abnorm un-
günstigen Witlerungs Verhältnisse relativ klein geblieben. Am

i63

grossen Refractor wurden von Herrn Dr. Kobold beobachtet
die Trabanten von

Mars Saturn Uranus Neptun

Deimos 2 mal Mimas i mal Umbriel i mal 3 mal
Tethys 3 - TiUnia 3 -
Dione 2 • Oberon 4 •
Rhea i >
Titan 2 -
Japetus 2 >
Femer wurden von Herrn Dr. Kobold und mir Beob-
achtungsreihen erhalten des Cometen:
Olbers 3 {K) bis April 8
Sawerthal 23 (11 B, 12 JC) bis Aug. 10, (Sept. 4 nur

genäherter Ort)
Brooks 10 {K) bis Sept. 9
Barnard (Sept.) 11 (5 Ä, b K)
Bamard (Oct.) 4 (3 ^ i A')
Mikrometrische Anschlüsse wurden gemacht von schwä-
cheren Sternen, die Herrn Prof. Winnecke bei seinen Nebel-
beobachtungen am 6" Refractor gedient hatten, 37 (28 B,
9 K), von Nova Cygni (i B), von 2 1516 (7 B). Gelegent-
liche Beobachtungen bildeten ferner die Conjunction des Sa-
turn mit einem Stern 9^5 (März 1, K) und des Mars mit einem
Stern QTS (März 23, B). Zur Bestimmung des Schraubenwer-
thea wurde der Perseusbogen 3 mal gemessen (1 B, 2 Ä'),
die Aufstellung und Fehler des Instrumentes wurden 4 mal
bestimmt (3 B, i K].

Eine Uebersicht über die Beobachtungen am Meridian-
kreise, der bis zum Abschluss der älteren Beobachtungsreihe
fast ausschliesslich in den Händen des Herrn Dr. Wislicenus
war (unter gelegentlicher Beihülfe des zweiten Assistenten
bei den Beobachtungen der Sonne und des Mondes), gibt
folgende Zusammenstellung:

Anzahl der Beobachtungstage 128

Sternbeobachtungen 972

Beobachtungen der Sonne 42

> des Mondes 47

der Venus 1 1

des Mars 9

des Saturn 9

- des Uranus 3

- des Neptun 4
Zonenbeobachlungen 1. Serie, Juli 14 — Nov. 10:

43 Zonen mit 2079 Zonen- und 240 Anhaltsternen.

Zonenbeobachtungen II. Serie, Nov. 27 — Dec. ä^ V
10 Zonen mit 399 Zonen- und 52 Anhaltstetaen-

■65

Das Merz'sche Fernrohr von toi mm Oeffnung diente
den Herren Stud. Rislenpart und Cand. Schröter zu Uebun-
gen in K^eismik^onleter-Beobachtu^gen, ersterer erhielt daran
zugleich 7 Beobachtungen der Iris und 2 der Eurydike. Aus-
serdem führte Herr Schröter in den Monaten November und
December am Passageninstrument von Repsold (Objectiv 30'")
eine mit den Beobachtungen am Altazimuth parallel laufende
Messungsreihe für die Polhöhe nach Horrebow's Methode aus,

Ueber den Stand der Reduction der älteren Beobach-
tungen vermag ich weniger Erfreuliches zu berichten, als ich
bei Abfassung des vorigen Berichtes gehofft hatte. Es hat
sich eine doppelte und oft dreifache Rechnung nothwendig er-
wiesen, selbst in solchen Fällen, wo eine einfache, gleich
von vornherein genügend und unter kaum nennenswerlhem
Mehraufwand an Zeit controlirbare Rechnung hätte ausreichen
sollen, wie bei der ReductJon auf den Mittelfaden, Bildung
der Mittel der Mikroskopablesungen und dergl. einfachen
Kechnungsoperationen. Für die jS sind nunmehr alle in
dem ersten Zeitraum, d. h. bis zur Umsetzung von Objectiv
und Ocular ausgeführten Beobachtungen mit den definitiven
Distanzen auf den Mittelfaden reducirt und die Reductionen
geprüft. Für die zweite Hälfte sind die Fadendistanzen be-
rechnet, Tafeln derselben entworfen, und für die an symme-
trischen Fäden beobachteten Sterne die Mittel der Antritte
gebildet. Für die ganze erste Periode i88z bis September
1886 sind die Werthe der Neigung und des Collimationsfeh-
Icrs endgültig abgeleitet, die Azimuthe des Instruments sind
berechnet für die Zeit Juni 1S84 (Anfang der Beobachtungs-
reihe der südlichen Anhaltsteme) bis Ende 1885. Für die
Declinationen sind die von 1884 Juni bis 1Ö88 April ge-
machten Beobachtungen nach Prüfung der Mittelwerthe der
Mikroskop ablcsun gen in die Reductionsschemata eingetragen,
für denselben Zeitraum sind die log (a tg z) und die Correc-
tionsglieder der Refraction berechnet, aber noch der Prü-
fung bedürftig, die Verbesserung wegen Gang ist durchweg
angebracht; die Reduction tüi Krümmung des Parallels ist
(mit Ausnahme der Wandelsterne) bis 1886 September, und
die für Neigung des Fadennetzes bis Anfang 1886 berechnet.
An diesen Arbeiten, denen vier Morgenstunden gewidmet
sein sollen, wofern keine Verhinderung durch nothwendige
' Beobachtungen eintritt, nimmt das ganze Personal der Stern-
warte einschliesslich des als Rechner angestellten Cand. Reiss
und des Pförtners der Sternwarte Säbel theil; Herr Dr. Ko-
bold hat vorzugsweise die Ableitung der definitiven Faden-
distanzen und der Reducdonselemente ftlr die JR^ die Herren
Kanbunn und (in dessen Vertretung) Stutz haben Aia B.edac-

i66

tion auf den Mittelfaden ausgeRlhrt, während <Iie Herren Dr.
Wislicenns und Reiss an der Bearbeitung der Declinattonen
thätig gewesen sind. Ich selbst habe einen nicht unbedeutenden
Theil meiner Zeit der Prüfung der Rechnungen, da wo es
erforderlich war, gewidmet und die definitiven Werthe der
Biegungaconstanten, und in Gemeinschaft mit Dr. Wislicenas
die endgültig anzunehmenden Werthe der Neigung des Fa-
dennetzes abgeleitet; ausserdem mit der Bearbeitung der
ausgezeichneten Reihe von Nebelfleck-Beobachtungen begon-
nen, welche Prof Winnecke an dem 6" Refractor angestetll
hat; für letztere werden aber zunächst noch eine Anzahl von
Ortsbestimmungen der benutzten Vergleich steme theils durch
Meridianbeobachtungen, theils durch mikro metrische Anschlüsse
verlangt.

Um für die Zukunft einem so unerquicklichen Zustand
der Kcductionsarbeiten, wie der gegenwärtige ist, vorzubeu-
gen, habe ich meine Mitarbeiter dringend gebeten, wen^-
stens zwei der Nachmittagstunden der Bearbeitung der lau-
fenden Beobachtungen, und zwar soweit dies geschehen kann
in definitiver, einer abermaligen Neurechnung nicht oder nur
in beschränktestem Masse bedürfenden Form zu widmen.
In dieser Hinsicht ist über die bisher erlangten Ortsbesiim-
mungen von Zonensternen, deren Bearbeitung den beiden
Beobachtern Dr. WisHcenus und Kaufmann obliegt, anzufüh*
ren, dass sämmtüche Chronographen-Streifen abgelesen und
die Kreisablesungen nebst den Grössen Schätzungen in die
Red uctionsbü eher eingetragen sind, dass ferner für die neue
Serie die Berechnung des Horizontpunktes aus den Einstel-
lungen des SUdcollimators, die vor und nach der Zone zur
Ermittelung seiner Variation gemacht werden, ebenso die des
Azimuths und der Neigung des Instruments ausgeführt, und
mit der Reduction auf den Mittelfaden und der Ableitung
genäherter Declinationen ein Anfang gemacht worden ist.

Auch die Pol höhen- Bestimmungen am Altaztmuth wer-
den von Herrn Dr. Kobold mit den best vorhandenen Rednc-
tionselementen sogleich berechnet und dem Geodätischen
Institut auf Wunsch des Herrn Prof. Helmert mitgetbeilt, so-
bald die Beobachtung einer Gruppe abgeschlossen ist. Die
Cometenbeobachtungen am grossen Refractor und die Mats-
beobachtungen am 6" Refractor sind den Astronomischen
Nachrichten mitgctheilt worden, o<ier es steht ihre VerüfTenl-
lichung bevor.

Die Bibliothek vermehrte sich im Laufe des Jahres um
80 neue Nummern und 69 Bände in Fortsetzung schon vo^
handener Werke; den grösserer) Theil verdanken wir der
Liberalität von Instituten und Privaten, denen auch an die*

167

ser Stelle der Dank der Sternwarte ausgesprochen werden
möge.

£. Becker.

Upsala.

Der Bericht, welcher im vorigen Bande der Vierteljahrs-
schrift enthalten ist, reicht fast bis zu der Zeit, wo Herr Prof.
Schultz die Direction der Sternwarte niederlegte. Am 21. Dec.
vorigen Jahres wurde ich zum Director ernannt, und trat in
der ersten Woche des Februar 1889 diese Stellung an. Wäh-
rend der Vacanz haben die Beobachtungen, mit Ausnahme
der laufenden Zeitbestimmungen, geruht, und bisher bin ich
nicht im stände gewesen mit der Beschaffenheit der Instru-
mente hinreichend vertraut zu werden, um einen Plan für
die künftige Wirksamkeit der Sternwarte festzustellen. Jeden^
falls würde derselbe sich auf die Meridianinstrumente be-
schränken müssen. Für den Refractor muss totaler Umbau,
bez. Anschaffung eines ganz neuen Instruments grösserer
Dimensionen, und den Anforderungen der Astronomie der
Jetztzeit mehr entsprechend, in Vorschlag gebracht werden.

Ich benutze indessen die Gelegenheit, das unter meiner
Leitung stehende Institut meinen astronomischen Collegen
bestens zu empfehlen.

N. C. Dun6r.

Wien (Ottakring, v. KufFner'sche Sternwarte).

In dem Personalstand der Sternwarte sind im Jahre
1 888 die folgenden Veränderungen eingetreten. Am i . Sep-
tember 1888 trat Herr Dr. S. Oppenheim, früher Assistent
der k. k. Sternwarte Wien-Währing, als Observator ein, und
am I. October verliess Herr Dr. J. Raffmann, der seit Ostern
1887 die Stelle als Assistent der Sternwarte bekleidet hatte,
das Institut. Für die Reductiousarbeiten war bis zum October
Herr Stud. Albert Herz aushülfsweise in Verwendung; seither
werden dieselben von dem ebenfalls als Hülfsrechner verwen-
deten Rechnungsbeamten des k. k. militär - geographischen
Institutes, Herrn Ad. Weixler ausgeführt.

Am Meridiankreise wurde im Sommer 1888 die Zone
— 6° bis —10° in Angriff genommen. Die 4° breite Zone wird
in Subzonen von je 10' bis 20' Breite getheilt, und innerhalb
dieser Zonen werden die Sterne, welche eben das Fernrohr
passiren, nach der Reihe beobachtet. Fadendurchgänge wer-
den an mindestens 6 (nur ausnahmsweise an weniger) Fäden
beobachtet; die Bewegung des Fernrohrs wird von dem Be-

■ 69

doppelten und mehrrachen Beobachtungen ergibt sich der
wahrscheinliche Fehler einer Coordinate
fiir die Anhaltsterne +0!043 und +0^56

für schwache Sterne {meist unter 9") ±0.047 ' +1.00

Mondbeobachtungen wurden im Jahre 1888 infolge man-
nigfacher störenden Umstände nur verhältnissmässig wenige
gemacht. Es wurden im ganzen 35 Monde u 1min ationen (da-
von 10 von Dr. Raffmann) beobachtet. Von den grossen
Planeten wurde Mars 13 mal (Raffmann 8 mal), Jupiter 3 mal
(R. z mal), Saturn 10 mal (R. 7 mal), Uramis 12 mal (R. g mal)
beobachtet.

Am Refractor habe ich im Sommer eine Reibe von Be-
obachtungen der Jupitersatelliten vorgenommen. Mancherlei
Umstände brachten es mit sich, dass auch diese Beobach-
tungen nicht allzu zahlreich waren, so dass die Serie nur
klein ist; ich beobachtete den ersten Satelliten 8 mal, die
übrigen je 10 mal; ausserdem wurde der Aequatordurchmes-
ser des Jupiter 7 mal, der Polardurchmesser 5 mal gemessen.
Ueberdies wurden auch anderweitige gelegentliche Beobach-
tungen, wie eine Beobachtung des Cometen Brooks von mir,
und eine des Comelen Bamard von Dr. Oppenheim gemacht.

Die Drucklegung des Bandes 1 der Publicationen war
am Schlüsse des Jahres schon so weit gediehen, dass der-
selbe inzwischen ausgegeben werden konnte. Er enthält nebst
einer Beschreibung der Sternwarte und den nöthigen Hülfs-
tafeln eine Untersuchung aber den Meridiankreis der Stern-
warte, femer die im Jahre 1887 an demselben ausgeführten'
Beobachtungen, und eine Abhandlung von Herrn Dr. Oppen-
heim: „Ueber eine Gleichung, deren Wurzeln die mittleren
Bewegungen im «-Körper- Problem sind."

N. Herz.
Zürich.

Meine eigenen Beobachtungen beschränkten sich wieder
so ziemlich auf Fortsetzung meiner Sonnen flecken - Statistik,
und zwar erhielt ich mit Einbezug der correspondirendcn
Beobachtungen meines Assistenten, Herrn Alfred Wolfer:

iSSS

Beobach-

FleckCD-

Relativ-

tungs-Tage

freie Tage

lahlen

Februar' '.'.'.'.'.

s!«

Man

April

Mai

17
18

S
16

7-'

J-ni

6-5

Iggg

Beobach-

tungä-Tage

FleckcD- 1 Relativ-
freie Tage j Zahlen

KU... : : : : :

September

Oclober

November

December

26
19
23

6
S

3-3

J-7
8.1
*-3

10.7

S.3

Jahr . . .

29S

131

6.7

Die Anzahl der flecken freien Tage hat sich also gegen-
über dem Vorjahre von 86 auf 131 vermehrt, während die
mittlere Relalivzahl von 13. 5 auf 6.7 zurQckgegangen ist, so
dass etwa im nächsten Jahresberichte der Eintritt eines neuen
Minimums anzuzeigen sem dürfte.

Von meinen „Astiononiischen Mittheilungen" sind seil
dem letzten Jahresberichte die Nummern 71 und 72 ausge-
geben worden, welche ausser Fortsetzungen der Sonnenflecken-
litteratur (Nr. 563 — 583) und des raisonnirenden Sammlungs-
Verzeichnisses (Nr. 331 — 334) die Uebersicht der Fleckenzäh-
lungcn im Jahre 1887 und deren Vergleichung mit den Er-
gebnissen der magnetischen Varia tions- Beobachtungen, sowie
eine zunächst auf genauere Bestimmung des ersten bekann-
ten Sonnen flecken -Minimums von 1610 bezügliche Note von
Herrn Prof, Dr. Spörer in Potsdam und einige darauf be-
zügliche Bemerkungen enthalten; femer den von mir ver-
suchten Nachweis, dass der Name des hochverdienten fJc*
hülfen Landgraf Wilhelm's allgemein

Bürgi
geschrieben werden sollte, und die ebenfalls gebrauchten
Schreibweisen Burgi und Byrgi unstatthaft seien, — einige
Untersuchungen über die Beziehungen von Willebrord Snellia-i
zu dem Hofe in Kassel, — eine Erweiterung und Berichti-
gung der Bessel'schen Notiz Ober den Einfluss einer Ellipti-
cität der Zapfen eines Höhenkreises, — und endlich eine
Besprechung von Ernst Quetelet's Studien über die saecularen
Bewegungen der Magnetnadel.

Was die Arbeiten von Herrn Wolfer anlangt, so hat
er den Zeitdienst bis Anfang October aus den im vorigen
Jahresberichte angegebenen Gründen an dem kleinern Ertel'-
sehen Meridiankreise besorgt, — dann aber wieder an den,
inzwischen neu aufgestellten und in allen T heilen ber ich (igten.
Kom'schen Meridiankreis verlegt. Es wurden während des

»71

Jahres 48 vollständige Zeitbestimmungen , durrhschnittlich
wöchentlich eine, gemacht.

Der Refractor wurde von Herrn Wolfer ausschliesslich
für Sonnenbeobachtun<>en verwendet, welche nun, seit im
Juli der neue Spectralapparat von Jakob Merz eingetrolfen
ist, in aller wünschenswerthen Vollständigkeit, soweit es die
Witterung erlaubte, fortgeftthrt worden sind. Die Beobach-
tungen, welche sich in erster Linie immer auf die heliogra-
phischen Ortsbestimmungen von Flecken, Fackeln und Protu-
bcranzen beziehen, vertheilän sich auf die drei Arten von
Gebilden wie folgt. Es wurden bestimmt

an 179 Tagen circa 600 einzelne Fleckenörter

»176 • • 2CXX) ■ Fackelörter

• 67 • • 400 • Pro tuberanzen.

Die Berechnung der Oerter ist bis October 1888 vor-
geschritten.

Zum Schlüsse glaube ich noch darauf hinweisen zu sol-
len, dass ich auch im verflossenen Jahre in der „ Viertel jahrs-
schrift der naturforschenden Gesellschaft in Zürich" die schon
in frühern Jahresberichten erwähnten historischen Notizen
und Briefauszüge fortgesetzt habe, — jedoch immerhin meine
Haupt t hu tigkeit noch immer der Eedaction meines neuen
„Handbuches der Astronomie, ihrer Geschichte und Litte-
ralnr" zuwenden muss, von welchem nunmehr die ersten Bo-
gen bereits die Presse verlassen haben.

Rudolf Wolf.

Angelegenheiten der Gesellschaft.

Zur Mitgliedschaft hat sich gemeldet und ist nach § 7
der Statuten durch den Vorstand vorläufig aufgenommen
worden

Herr August Svedstnip, Abtheilungs-Chef bei der
Sparkasse in Kopenhagen.

Die Gesellschaft hat ihr Mitglied

Professor Gaetano Cacciatore, Director der Stern-
warte in Palermo,
16. Juni 188g durch den Tod verloren.

Die Herren Mitglieder, welche auf der bevorstehenden
Versammlung in Brüssel Vorträge halten oder Berichte er-
statten, werden dringend gebeten, hiervon sogleich im Laufe
der Versammlung den Schriftführern druckfertige Manuscripte
einzureichen. Spätestens müssen solche Manuscripte bis zum
30. September eingehen, wenn ihre Berücksichtigung für den
mit möglichster Beschleunigung auszugebenden Bericht über
die Versammlung gesichert werden soll.

Dem Berichte über die bevorstehende Versammlung soll
wie gewöhnlich als Anlage ein neues Mitgliederverzeichniss
beigegeben werden. Die Herren Mitglieder werden wieder-
holt ersucht, alle ihnen bekannten Unrichtigkeiten des neue-
sten Verzeichnisses vom Jahre 1887, insbesondere die sie
betreffenden Aenderungen in den angegebenen Adressen,
baldigst, soweit dies nicht schon geschehen ist, einem der
Herausgeber, oder auch einem andern Mitgliede des Vor-
standes mitzuthcilen.

Literarische Anzeigen.

F. Tisserand, Trait^ de H^canique Celeste. Tome I. Per-

tarbatioDi des planstes d'apris la milhode de la Tariatioii des con-
stantes arbitraires, X, 474 S. Paris 18S9. 4°.

Es ist in hohem Grade erfreulich nnd für die Wissen-
schaft fruchtbringend, wenn ein Gelehrter dasjenige Gebiel,
in dem er als Forscher von hervorragender Bedeutung tbätig
ist, in snsammen hängender Darstellung bearbeitet. Als vor
einiger Zeit auch in weiteren Kreisen bekannt wurde, dass
Herr Tisserand im Begriffe stehe eine „M^caniqne Celeste"
zu veröffentlichen, wurde die Verwirklichung dieser Anssiclit
von allen Seiten mit lebhafter Freude erwartet. In der That
ist Herr Tisserand wie wenige geeignet ein so schwieriges
und grosses Unternehmen ins Werk zu setzen und glucklieb
durchzuführen. Als Forscher nimmt er in diesem Gebiete
eine der ersten Stellen ein, und seine eigenen Arbeiten haben
ihm die allseitige Anerkennung seiner Fachgenossen einge-
tragen. In gleicher Weise wie durch schöne und wichtige
Resultate, mit denen Herr Tisserand die StÖningstheorie be-
reichert hat, ragen seine Arbeiten durch eine geradezu voll-
endete Kunst der Darstellung hervor. Und gerade dieser
Vorzug ist bei der Abfassung eines Lehr- und Handbuches
in grossem Stile von besonderer Wichtigkeit.

Der vorliegende erste Band des auf 3 Bände projec-
tirten Werkes gibt auf jeder Seite den Beweis dieser Quali-
täten des Verfassers. Ueberall, auch dort, wo äusserst com-
plicirte Rechnungen einer durchsichtigen Darstellung fast zu
spotten scheinen, gelingt es ihm den leitenden Gedanken,
der das dichte Gewebe verwickelter Formeln durchzieht, klar
zu legen und als unmittelbare Folge davon das Interesse
des Lesers stets wach zu erhalten. So gestaltet sich denn
die LectOre dieses Bandes von Anfang bis zu Ende für den
Kenner zu einem grossen und genussreichen Vergnügen. Auf
der andern Seite ist nicht zu zweifeln, dass der Anfänger,
wenn derselbe mit dem nöthigen mathematischen Vorkennt-

I7S

nissen ausgerüstet ist, kaum eine andere Darstellung der
planetaren Störungen mit mehr Nutzen und Befriedigung stu-
diren kann als diesen Band des Tisserand'schen Werkes,
Die Reichhaltigkeit des Inhaltes macht es Eudem zu einem
vortrefflichen Hand- und Nachschlagebuch, und wenn Refe-
rent nach sich urtheilen darf, so wird in kurzer Zeit dieses
Werk als ständiger Berather auf dem Arbeitstische der Astro-
nomen zu finden sein. Hierzu wird die mustergältige typo-
graphische Ausstattung und der höchst correcte Druck hel-
fend mitwirken.

Mit Spannung darf deshalb dem Erscheinen der weite-
ren Bände entgegengesehen werden, und wir wQnschen von
Herzen, dass dies Herrn Tisserand recht bald gelingen möchte.

Dem Referenten eines Werkes von dem Ran^e des vor-
liegenden kann nur die Pflicht obliegen Ober den wesent-
lichen Inhalt desselben Bericht zu erstatten, und die vorlie-
gende Anzeige hat ihre Aufgabe erfallt, wenn es ihr gelingen
sollte zur Verbreitung des angezeigten Buches beizutragen.

Die Materie ist in 29 Capiteln behandelt. Eine Ein-
leitung gibt die GrundzUge der in neuerer Zeit vielfach in
den Vordergrund gestellten Hamilton - Jacobi' sehen Theorie
der dynamischen Differentialgleichungen. Auf Grund der ge-
wöhnlichen Bewegungsgleichungen werden zunächst das Hamil-
ton'sche Princip, hieraus die zweite Lagrange'sche Fonn der
Bewegungsgleichungen , und schliesslich die ,, kanonischen"
Differentialgleichungen Hamilton's abgeleitet. Dann folgt die
Hamilton'sche partielle Differentialgleichung, Dieser Gegen-
stand ist durch die Jacobi'schen Vorlosungen über Dynamik
in weiteren Kreisen bekannt geworden. Des Verfassers Dar-
stellung stützt sich im wesentlichen auf das genannte Werk,
welches in neuerer Zeit vielfach zum Muster gedient hat.
Diese Einleitung, in meisterhafter Klarheit das Wichtigste
herausgreifend, zeigt bereits dem die Lectflre beginnenden
Leser, welche Art der Darstellung er im folgenden zu erwar-
ten hat.

Cap. L Die empirischen Grundlagen der Bewegungs-
theorie der Planeten bilden die Kepler'schen Gesetze. Be-
trachtet man sie als Folge des Wirkens einer Centralkraft,
so gelangt man zum Newton'schen Gesetze. Umgekehrt gibt
letzteres die Kepler'schen Gesetze, weil die kleine Unge-
nauigkeit des dritten derselben innerhalb der Beobachtungs-
fehler zur Zeit Kepler's liegt. Der Verfasser fügt diesem
Capitel zwei höchst interessante Probleme ein, welche in
allemeuester Zeit von französischen Mathematikern formu\iil
und behandelt worden sind. Man kann die Frage aufwerten,
ob die Doppelstern bahnen nur durch die Annahme emei

176

Newton'schen Central kraft erklärt werden können. Es han-
delt sich also darum, welche Centralkräfte eine Bewegung
eines Punktes um den zweiten in einer Ellipse ergeben, so
aber, dass der als fest angenommene Punkt an einer belie-
bigen Stelle im Innern dieser Ellipse liegt. Diese schöne
Aufgabe hat Bertrand zuerst gestellt, und Darboux und Hal-
phen haben sie vollständig gelöst. Herr Tisserand hat die
letztere Behandlung in dem von ihm herausgegebenen „Bui'
letin astronomique'^ zur Darstellung gebracht, und diese Dar^
Stellung ist auch in das vorliegende Werk aufgenommen.
Das Resultat der Untersuchung ist, dass die Centralkraft,
wenn sie nur von der gegenseitigen Entfernung der beiden
Punkte abhängt, entweder proportional der ersten oder um-
gekehrt proportional der zweiten Potenz der Entfernung sein
kann. Das erstere involvirt als Bahncurve eine Ellipse, bei
der stets der ruhende Punkt im ^Mittelpunkt steht, was er-
fahrungsgemäss bei den Doppel Sternen keineswegs immer
vorkommt. So bleibt also nur das zweite, d. i. das Newton •
sehe Kraftgesetz übrig.

Das zweite von Herrn Bertrand behandelte Problem hat
zum Zweck, zu untersuchen, welche Anziehungskräfte, wenn
sie allein von der Entfernung abhängen, zu geschlossenen
Bahncurven führen. Das wichtige Ergebniss der Unter-
suchung geht dahin, dass nur die beiden oben genannten
Kraftgesetze diesen Erfolg haben.

C a p. II. Einige Sätze über die Anziehung ausgedehn-
ter Massen ergeben die Zulässigkeit, bei den Bewegungen
der Planeten im allgemeinen anzunehmen, dass ihre Massen
in den Schwerpunkten vereinigt seien, und nur bei den Mon-
den ist es nothwendig, auf die Massenausdehnung Rücksicht
zu nehmen.

Cap. III. Enthält die Ableitung der bekannten 10 In-
tegrale im Problem der n Körper und der 4 Integrale in
der Laplace'schen Form für die relative Bewegung.

Cap. IV. Die Bewegungsgleichungen für die relative
Bewegung sind durchaus nicht symmetrisch gebaut, und jedem
Massenpunkte gehört eine andere Kräfte function zu. Radau
hat in einer bekannten Arbeit gezeigt, dass man diese Un-
symmetrie vollständig vermeiden kann, wenn man die Bewe-
gung jedes Punktes, in beliebiger Reihenfolge, auf ein Coor-
dinatensystem bezieht, das constante Axenrichtungen hat,
dessen Anfang aber im Seh v/erpunkt aller vorangehenden
Punkte liegt. Es seien pIq mi . , m^ die Massen der in Frage
kommenden Punkte und

•^i t J^i » ^i die Coordinaten von mi bezogen auf mo

177

■*j> J'i, 'i die Coordinaten von Wi bezogen auf den

Schwerpunkt von «o und »i,
Aj, _y^, Sj die Coordinaten von «ij bezogen auf den
Schwerpunkt von mo, m, und m,
u. s. f. Setzt man ferner

ft, = mo + m, . . + Mi
so ergibt die Anwendung der Bewegungsgleichungen in der
zweiten Lagrange'schen Form

ftj-^ d'-r, _ SU
iti *"' d/» ~ dxi '
Die Kräfte function TJ ist hier eine allerdings nicht ganz
einfache Function der neuen Coordinaten. Die Integrale der
FUchcnsätze und der lebendigen Kraft erhalten infolge der
erlangten Darstellung genau dieselbe Form, wie in der auf
ein festes System bezogenen Bewegung, nur tritt überall an
Stelle von »>;:

Cap. V, Die Differentialgleichungen für die relative
Bewegung werden in Polarcoordinaten gegeben. Man ge-
langt so zu den Gleichungen, welche Laplace seiner Mond-
theorie zu Grunde gelegt hat, und zu den höchst einfachen
Grundlagen der Airy'schen Numerical lunar theory.

Cap. VI enthält die Kepter'sche Bewegung in den drei
verschiedenen Kegelschnitten. Für das Folgende ist die
Aufstellung der Formeln wichtig, welche die Bestimmung der
Bahnelemente aus dem Anfangszustand (Coordinaten und Ge-
schwindigkeit zu einer gegebenen Zeit) vermitteln.

Cap. VU gibt die Integration der Ilamilton'schen par-
tiellen Differentialgleichungen für das Problem der 2 Körper
nach Jacobi. Sind die Bewegungsgleich ungen in der Form
gegeben;

<^_dU_ d.\v_dU_ ^_ÖU
d/' ~ dx ' dP' ~ dy ' At' ~ Bs

so hat man nach der Hamilton' sehen Theorie eine Function
S der Coordinaten und dreier willkürlicher Constanten a,.
Kl, Oj zu ßnden, welche der partiellen Diflerentialgleichuag

^ 4. i \I?^W P^W /^Yl e_ = o

genügt. Dann sind die lotegrale der Bewegung, welche <Sx
Coordinaten x, y, s als Functionen der Zeit ergeben:

l^-'^" ä^-"" -dc^-^y

Die solchergestalt auftretenden Constanten a„ a, . . ß^
sind die sogenannten „kanonischen" Bahnelemente. In der
verbreit eisten Bezeichnungs weise (Encke, Oppolser) ausge-

drückt hat man :

2a
a, = iJ^ cos i

ß.=a " =

mittlere Bewegung

<; = iFp

A = »-Q

Cap. VIII. Wenngleich die Astronomie von diesen Un-
tersuchungen bisher nur äusserst geringen Nutzen zu ziehen
vermochte, so wird man doch dem Verfasser dankbar sein,
dass er in sein Werk eine sehr lichtvolle Darstellung der be-
rühmten Untersuchungen von Lagrange über das Problem
der 3 Körper aufgenommen hat. Diese Untersuchungen be-
rühren sich in ihren Resultaten mit dem Inhalt der JacobN
schen Abhandlung „Sur l'^Iimination des noeuds etc.", unrf
sind eigentlich durch diese erst wieder dem Interesse der
gegenwärtigen Generation nahe gerückt worden. Dass ftei-
lieh für die wirkliche Integration durch diese Bemühungen
sehr wenig geleistet worden ist, zeigen am deutlichsten die
Fälle, welche nach der Lag ränge 'sehen Methode bisher voll-
ständig integrirt werden konnten. Denn diese lassen sidi
leicht auf die ganz gewöhnliche kunstlose Weise herleiten.
Der theoretische Werth von Lagrange's Abhandlung wird
hierdurch um so weniger vermindert, weil sie möglicherweise
doch den Ausgangspunkt weiterer Reductionen bilden kann.

Cap. IX. Hat man das System kanonischer Bahnele-
mente (Cap, VII) gefunden, so gibt die Hamilton'sche Foim
der Bewegungsgleichungen fast ohne Mühe und mit wenig
Rechnung die Grundgleichungen der Methode der Variation
der Constanten. Bezeichnet Ji die Störungsfunction, so bat
man für die kanonischen Elemente:

d«£_5Ä ^_ _3Ji
d/ ~ ößi ' d/ ~ däi '

Man darf aber nicht vergessen, dass die Aufstellung ^
kanonischen P"orm der Differentialgleichungen voraussetzt, dKS
die Störungsfunction nicht die Geschwindigkeitscomponeoten
enthalten darf, welche Bedingung bekanntlich bei manchoi

'79

Aurgaben (Bewegung im widerstehenden Mittel u. s. w.) nicht
erRkllt ist. Aus diesem Grunde muss es durchaus gebilligt
werden, dass Herr Tisserand in

Cap. X auch die Lagrange'sche Methode der Ableitung
der Grundgleichungen der Variation der Constanten ent-
wickelt, weil diese in der That die gewünschte Verallgemei-
nerung leicht durchzurühren erlaubt. Rererent ist deshalb
auch der Meinung, dass von diesem Gesichtspunkte aus die
grosse Einfachheit der Jacobi - Hamilton'schen Methode im
vorliegenden Falle zum Theil verloren geht.

Cap. XI. Die Methode der successiven Berechnung
der Störungen erster, zweiter . , . Ordnung wird eingehend
besprochen, ebenso das Wesen der saecularen Ungleichheiten
und deijenigen von langer Periode. Hierbei wird die Form,
welche die Entwickelung der Störyngsfunction ergibt, mar-
kirt. Dies genügt aber bekanntlich um u, a. den filr die
Lagrange -Laplace'sche Störungstheorie wichtigen Satz abzu-
leiten, dass die grossen Axen der Planetenbahnen bei allei-
niger Berücksichtigung der Störungen erster Ordnung keine
saecularen Veränderungen zeigen.

Cap. XII. Enthält die Hauptsätze der Theorie der
Bessel'schen Function. Diese Function J/{2) wird definirt
durch die Gleichung

wo e die Basis des natürlichen Logarithmen Systems ist.

Wenogleich die numerische Auswerthung vonJ,(s) nach
den gegebenen Vorschriften keine Schwierigkeiten bereitet,
so dürfte doch die sehr brauchbare halbconvergente Reihe,
die zuerst Hansen gegeben hat, als ein vorzügliches Mittel
betrachtet werden und ihre Mittheilung erwünscht sein.

Cap. XIII. Es werden die Entwickelungen des Ra-
dius vectors, und einfacherer Zusammensetzungen aus sin
und cos der Vielfachen der excentrischen Anomalie als Func-
tionen der mittleren Anomalie gegeben. Bekanntlich sind
die auftretenden CdtefBcienten in einfacher Weise durch Bes-
sel'sche Functionen ausdrückbar und hat ihre Aufsuchung
die grundlegende Bessel'sche Untersuchung hervorgerufen.

Cap. XIV. Die Entwickelung der Störungsfunction wird
wesentlich erleichtert durch ein Theorem von Cauchy. Hier-
bei treten gewisse Zahlenfactoren auf, die Cauchy'sche Zahlen
genannt werden. Diese Zahlen hängen von drei ganzen Zah-
len /, j, q ab, von denen die zwei letzleren positiv sein sol-
len. Bezeichnet man mit N—ßj, ^ eine Cauchy'sche Zah.\, %o

i8o

ist dieselbe der von Jt* unabhängige Theil in der Entwicke-
lung von

hm-i)

Cap. XV gibt die von Hansen erhaltenen Entwickelun-
gen von

{^Jsiamv; (0

cos PIV

wo n und m ganze Zahlen sind und v die wahre Anomalie
bedeutet, in Reihen, die nach sin und cos der mittlereo
Anomalie fortschreiten.

Cap. XVI. Dieser höchst interessante Abschnitt gibt
eine Uebersicht der Convergenzbedingungen der nach sin
und cos der mittleren Anomalie fortschreitenden Reihen,
welche durch die Auflösung des Kepler'schen Problems ein-
geführt werden. Die Reihen, deren Coefficienten durch Bes-
sel'sche Functionen ausgedrückt werden, convergiren für alle
Werthe der Excentricität ^<Ci. In der Störungstheorie wer-
den aber diese Reihen nach Potenzen von e geordnet» und
diese Anordnung entsteht aus der Anwendung der Lagrange'-
sehen Umkehrungsformel. Die schon von Rouche aufgestellten
Sätze über die Convergenz dieser Reihe setzt der Verfasser
als bekannt voraus. In der That wird dies wohl angenom-
men werden können. Man findet sie u. a. in der Algebra
von Serret (deutsch von Wertheim) abgeleitet. Mit Hülfe
dieser Sätze ergibt sich, dass die Convergenz nur stattfindet
wenn ^<^o.6627, was übrigens schon Laplace auf eine höchst
merkwürdige Art bewiesen hat. Mit dieser Frage in Zusam-
menhang stehen die neueren Untersuchungen über die Werthe,
welchen sich die Coefficienten in den bekannteren Entwicke-
lungen über die Kepler'sche Bewegung asymptotisch nähern.

Cap. XVII handelt speciell von der Entwickelung des
Ausdruckes

(a* + a'* — 2aa cos y/f*

nach den Cosinus der Vielfachen von xp. Die auftretenden
Coefficienten sind hypergeometrische Reihen, und die ausge-
bildete Theorie dieser Reihen gibt die Mittel an die Hand,
die zur Erlangung grösserer Convergenz wünschenswerthen
Umformungen directer und eleganter durchzuführen als dies
früher möglich war.

Cap. XVIII beschäftigt sich nun mit der Entwickelung
der Störungsfunction, welche nach den Vorbereitungen der
letzten Capitel direct in Angriff genommen werden kann.
Die von Leverrier in dem ersten Bande der Annalen der

i8i

Pariser Sternwarte gegebenen Ent Wickelungen werden abge-
leitet. Es Ut sehr zu loben, dass Heir Tisserand alle Be-
zeichnungen Levenier's strenge beibehalten hat; demjenigen,
welcher das Buch des Verfassers studirt hat, ist dadurch so-
fort die Möglichkeit geboten ohne weiteres die Leverrier'-
schen Arbeiten verstehen zu können. Die Leverrier'scheQ
Ent Wickelungen schreiten nach Potenzen der Excentricitäten
t und e und von »j = sin '/a / fo^t, wo J die gegenseitige
Neigung der in Frage kommenden Planetenbahnen ist, Sie
sind in den Pariser Annalen bis zu den Gliedern 7. Ordnung
fortgeführt. Das PrincipieJle dieser höchst weitläufigen Rech-
nungen findet durch Herrn Tisserand eine ungemein durch-
sichtige Darstellung. Alles ist so angeordnet, dass man be-
liebig weit vorwärts gehen kann. Beispielsweise ist die StÖ-
rungsfunction R^t bis einschliesslich Glieder zweiter Ordnung
in extenso gegeben. Die Form aber, und hierauf wird mit
Recht der grösste Nachdruck gelegt, in der diese complicirte
Reihe fortschreitet, ist vollständig zu erkennen. Man kann
sie u. a. so anordnen:

fl'Äo.= yS'M'XVi^tf'^ycoS D.

Hier ist:

D = ai-J-a'/'-f-/Jw+;9'"' — 2jt'

X=/+t'~t. <<. = n + i— I

« + a- + ;? + jr-2/ = o

/f = Ia|+ gerade Zahl

//■■=|«| + gerade Zahl

F = zy -\- gerade Zahl,

JVist eine Function des Quotienten der beiden grossen
Haibasen u und a (a<Ce\ l und /' sind die mittleren Län-
gen, a, u*, ß, ß', y alle möglichen positiven und negativen gan-
zen Zahlen, n und n die Perihel längen, i und t die Längen
des Durchschnittes der beiden Planetenbahnen, gezählt auf der
Bahn des gestörten, bez. störenden Planeten, r und i sind
also ebenso wie n und n' gebrochene Bogen, die vom An-
fangspunkt der Längen in der Ekliptik an gezählt werden.

Aus dieser Form der Störungsfunction ergibt sich, ne-
benbei bemerkt, die wichtige Einsicht, dass der saeculare
Theil derselben nur Glieder von gerader Ordnung enthält.
Denn dieser wird erhalten, wenn man a = U =^0 setzt, und
dann hat man stets tf-j-^' + F^ gerade Zahl. Legt man
also der Theorie der saecularen Störungen die Entwickelun-
gen der Störungsfunction bis einschliesslich Glieder zweiler
Ordnung zu Grunde, so vernachlässigt man nur GliedeT \oa
der vierten Ordnunir.

l82

Auf Grund der erhaltenen Entwickelungen der Stönings-
Function werden hierauf in den

Cap. XIX, XX und XXI die planetaren Störungen wirk-
lich berechnet und hierbei wieder dieselbe Form in Anwen-
düng gebracht, welche Leverrier entwickelt und bei Constrac-
tion seiner Planetentafeln verwerthet hat.

Cap. XXII. Sehr einfach werden die Formeln für die
Störungen in Länge und Breite, wenn man nur die ersten
Potenzen der Excentricitäten und Neigungen beibehält Diese
Formeln haben wegen ihrer Uebersichtlichkeit ohne Frage
ein hervorragendes Interesse, sie haben aber auch eine ganz
besondere Wichtigkeit erlangt, weil sie die Grundlagen abge-
geben haben, welche Leverrier zur Entdeckung des Neptun
führten. Eine eingehende Schilderung dieser Leverrier^schen
Untersuchungen enthält

Cap. XXIII. Es war nicht die Absicht eine geschicht-
liche Darstellung alles dessen zu geben, was diese glänzende
Entdeckung vorbereitet hat ; dagegen war der Verfasser, und
zwar mit dem schönsten Erfolge, bestrebt, dem Leser einen
vollkommenen Einblick in die berühmten Untersuchungen
Leverrier's zu verschaffen. Die oft gehörte, allerdings nur
von völligem Missverstehen der wahren Sachlage zeugende
Meinung, die Entdeckung des Neptun sei nur dem Zusam-
mentreffen glücklicher Umstände zu danken, weil die von
Leverrier gefundenen Elemente so sehr von der Wahrheit
abweichen, entkräftet der Verfasser in so überzeugender
Weise, dass wohl auch jenem, der keinen tieferen Einblick
in die Störungstheorie gethan hat, der wahre Sachverhalt
klar werden muss. Berechnet man nach Leverrier die helio-
centrischen Längen des Neptun Xr und stellt ihnen die wah-
ren Xjt, für die erste Hälfte des Jahrhunderts entgegen, so
ergibt sich:

1800

23196

226?I

1810
1820

251.2

271.5

247.3
268.9

1830

1840

292. 1
312.6

290.5
312.3

1850

1860

332.4
351-3

334.2
356.2

Diese Zahlen sprechen für sich selbst. Wenn man will,
war es allerdings ein günstiger Umstand, dass im Jahre 1822
Uranus und Neptun in Conjunction waren. Dieser Umstand
hat eben die Einwirkung des Neptun verrathen, denn nur
in der Nähe der Conjunction sind die Störungen von grossem
Einfluss.

183

Cap. XXIV. Andeutungen, wie die iweiteo und hö-
heren Potenzen der störenden Massen eu berücksichtigen
sind. Verfolgt man den gewöhnlichen Gang der Entwicke-
lungen mit Hülfe des Taylor'schen Satzes, so treten bekannt-
lich saeculare Glieder mit P multiplicirt und oscillirende von
der Form / multipüdrt mit periodischen Functionen auf.

Cap. XKV. Poisson hat gezeigt, dass die mittleren
Entfernungen im Planetensystem auch dann keine saecularen
Veränderungen aufweisen, wenn man die zweite Potenz der
störenden Massen mitnimmt. Diese Thatsache kommt da-
durch zu Stande, dass sich die Glieder, welche die Zeit als
Factor von periodischen Functionen enthalten, gegenseitig
vernichten. Wenn nun auch diese Thatsache in Rücksicht
auf allgemeinere Fragen schon deshalb wenig Werth hat,
weil bei Mitnahme der dritten und höheren Potenzen etwas
Aehnliches nicht mehr eintritt, so hat doch das Poisson'sche
Theorem von mathematischem Gesichtspunkte aus erhebliches
Interesse. Jacobi z. B. nennt diese Abhandlung Poisson's
eine seiner schönsten Arbeiten. Der Verfasser gibt eine
eigene Ableitung des Satzes, welche der Leser mit ganz be-
sonderem Vergnügen studiren wird.

Cap. XXVI. Enthält die Theorie der saecularen Stö-
rungen, wie sie durch Lagrange begründet und von Laplace
weiter ausgeführt worden ist. Diese Untersuchungen basiren
auf der Vemachlässigung von Gliedern 4'" Ordnung in der
Entwickelung der Störungsfunction, und dass sie schon aus
diesem Grunde eigentlich sehr wenig für die viel umworbene
und namentlich von Laplace immer wieder in den Vorder-
grund gerückte Frage nach der Stabilität des Planetensystems
bedeuten, verfehlt der Verfasser selbstverständlich nicht zu
betonen. Man wird aber Herrn Tisserand durchaus beistim-
men müssen, wenn er die Meinung äussert, dass diese Be-
trachtungen von grossem mathematischen Interesse sind,
und dass sie mög! icherweise den Weg andeuten, auf welchem
man zu einer Darstellung der planetaren Störungen durch
periodische Reihen gelangen könnte. Jedenfalls zeigen sie
in schlagender Weise, wie in einem Falle anscheinend sae-
culare Glieder sich zu periodischen summiren lassen.

Cap. XXVIL Das Gauss'sche Theorem, welches in
neuerer 2eit vielfach behandelt worden ist und die ihm ge-
bührende Würdigung gefunden hat, wird hier ausführlich be-
sprochen. Die auftretenden elliptischen Integrale werden
nach einem äusserst eleganten Verfahren des Herrn HalpVien
reducirt,

Cap. XXVIII gibt eine Uebersicht über das Verfa\H«o.
welches man im Falle grosser Bahnneigungen bei dcT "ETit'

i84

Wickelung der Störungsfunclion einzuschlagen hat. Herr Tis-
serand selbst war es, der hier durch ausgezeichnete Arbeiten
fördernd eingegriffen hat (vergl. auch V.J.S. Band 19, S. 3 ff.).
Diese Resultate werden hier nach etwas vereinfaditer Me-
thode dem Leser vorgeführt.

Das Schlusscapitel XXIX bringt eine sehr einfadie
und klare Ableitung der Grundgleichungen der Hansen^scheo
Theorie der Störungen der kleinen Planeten. Die weitere
Verfolgung dieses Gegenstandes ist dem dritten Bande des
Werkes vorbehalten.

H. Seeliger.

J. Wilsing, Bestimmung der mittleren Dichtigkeit der

Erde mit Hülfe eines Pendelapparates (Zweite Abhandlung). Pob-
licationen des Astropbysikaliscben Observatoriums zu Potsdam
Nr. 23. VI. Band 3. Stück, S. 129—192. i Tafel. Potsdam 1889.4°.

Ueber die erste Abhandlung Wilsing's, die Bestimmung
der mittleren Dichtigkeit der Erde betreffend, ist in diesen
Blättern 1889, S. 26—32, berichtet worden. Die jetzt vor-
liegende zweite Abhandlung enthält die Mittheilung der Re-
sultate, welche eine neue Reihe von Versuchen ergeben hat.
Principiell ist die Methode ungeändert geblieben; bezöglicb
derselben kann daher auf das citirte Referat verwiesen wer-
den. Dagegen hat Wilsing bei seiner zweiten Versuchsreihe
einerseits mehrere wesentliche Verbesserungen in der Anord-
nung eintreten lassen; andererseits Veränderungen am Appa-
rate vorgenommen, welche eine von den früheren Messungen
unabhängige neue Bestimmung einiger der in das Resultat
eingehenden Constanten ermöglichten, und so dem Resultate
eine erhöhte Sicherheit verliehen.

Wilsing misst bei seinen Versuchen die Anziehung zweier
Eisencylinder auf die beiden Kugeln seines Pendels; die Mit-
telpunkte dieser Kugeln befinden sich in der Verlängerung
der Axen der Cylinder. Bei der ersten Versuchsreihe lagen
aus technischen Gründen die Axen der Cylinder nicht in der
Schwingungsebene des Pendels, sondern bildeten mit dersel-
ben einen Winkel. Bei der neuen Versuchsreihe wurde es
ermöglicht, dass die Axen der Cylinder in die Schwingongs-
ebene zu bringen waren. Damit war ein doppelter Vortheil
verbunden: erstens war bei derselben Entfernung der Cylin-
der vom Pendel das Drehungsmoment ihrer Attraction auf
das Pendel ein grösseres ; zweitens fiel die Messung des Win-
kels weg, welchen die Cylinderaxen mit der Schwingungsebene

■85

des Pendels bildeten. Infolge der veränderten Anordnung
der Cylinder konnte auch ein Systeni von Fühlhebeln ange-
bracht werden, durch welche bis zu einem Zehntel Millimeter
etwaige Aenderungen des Abstandes der Cylinder vom Pen-
del zu erkennen waren.

Die räumlichen und zeitlichen Temperaturdifferenzen
in der Nähe des Pendels, welche sich durch Bewegung der
Ruhelage desselben störend bemerkbar machen, wurden da-
durch herabgesetzt, dass der Raum, in welchem sich das
Pendel befand, durch eine mit Blech beschlagene Wand gegen
den Platz des Beobachters abgeschlossen wurde. In dersel-
ben Weise wurden andere Oeffnungen des Pendelraumes ver-
schlossen. Das Pendel selbst und die Eisencylinder wurden
noch besonders sorgfältig gegen Strahlung geschützt. Die
während einer B e ob achtungs reihe erforderliche Umstellung
der Cylinder wurde durch eine Uebertragung vom Platze des
Beobachters her bewirkt. Trotz dieser Vorsichtsmassregeln
war zeitweilig eine horizontale Temperaturschichtung im Pen-
delraum vorhanden. Durch die Umstellung der Cylinder
musste diese Schichtung gestört und dadurch der Nullpunkt
des Pendels irritirt werden. Um diese störende Wirkung
möglichst zu compensiren, wurden symmetrisch zu den Cy-
lindem jedesmal auf der andern Seite des Pendels Blech-
scheiben angebracht, welche die Bewegung der Cylinder mit-
machten. Dadurch musste wenigstens in horizontalen Schich-
ten die Erhaltung eines gieichmässigen Zustandes begünstigt
werden.

Das Drehungsmoment der von den Eisencylindern auf
die Pendelstange ausgeübten Attraction kann nicht mit hin-
reichender Sicherheit aus Dimensionen und Massen berechnet
werden. Wilsing eliminirte dasselbe bereits bei der ersten
Versuchsreihe durch Messung der Ablenkungen für die Pen-
delstange allein, nach Abnahme der Pendelkugeln (vergl, das
Referat V.J. S. 1889, S. 30). Bei den neuen Versuchen kamen
ausser den schon früher benutzten Messirigkugeln noch Ku-
geln aus Hartblei zur Verwendung; in Verbindung mit den
Messungen nach Abnahme der Kugeln ergaben sich so zwei
unabhängige Werthe für die mittlere Dichtigkeit der Erde.

Die Bestimmung der für die Rechnung erforderlichen
auf Wägungen und Längenmessungen beruhenden Coost ante n
ist S. 135—137 mitgethcilt. Von der Discussion der Beob-
achtungen (S. 158 — 142J ist zunächst bemerkenswerth, daas
eine Veränderung der Reduction auf kleinste Bogen für die
Schwingungsdauer, welche Veränderung etwa durch Abnuttung
der Schneide bewirkt werden konnte, nicht mit Sicherhei*'
nachweisbar war. Dies betrifft die Beobachtungen mit de**

i86

MeEsingkugeln am Pendel; bei Anbringung der früher nicht
benutzten Bleikugeln mosste die Reduction neu bestimmt
werden.

Es wurden angestellt 26 Reihen mit den Messingkugeln
am Pendel (I.); 39 mit den Bleikugeln (II.}, und 42 ohne
Kugeln am Pendel (III.). Die mittlere Dichtigkeit der Erde
ergab sich durch Verbindung der Messungen (1.) mit (111.)

^ = 5556 ± 0.026
durch Verbindung von (II.) und (III.)

^=5-584 ±0.015
und aus beiden zusammen der Werth

^=5.577 ±0.013.
Das Resultat der früheren Beobachtungsreihe war

-i/= 5-594 ±0.032.
Der neue Werth liegt also innerhalb der wahrschein-
lichen Unsicherheit des früheren Resultates; der wahrschein-
liche Fehler ist auf etwa ein Drittel seiner früheren Grösse
herabgedrückt, während die Anzahl der Einzelbeobachtungen
in der neuen Reihe nur etwa um die Hälfte grösser ist, als in
der alten Reihe. Die Verbesserangeu haben also einen sehr
guten Erfolg gehabt. Da die neue ßeob ach tungs reihe durch
die Veränderungen und durch die NeubesUmmung der Con-
stanten von der früheren unabhängig ist, so können beide
Resultate zusammengezogen werden und ergeben

'^= 5-579 ±0.012.
Wie in seiner ersten Abhandlung, theilt Wilsing die Re-
duction sgrössen für die einzelnen Beobachtuogstage (S. 143—
152), das Beobachtungsjoumal (S. 153 — 189), sowie die Be-
stimmung der Reduction auf kleinste Bogen mit den Blei-
kugeln am Pendel (S. 190 u. 191) vollständig mit. Eine Tafel,
welche die ganze Anordnung des Apparates darstellt, ist nebst
Erläuterungen (S. 192) der Abhandlung beigefügt.

F. Richari.

Results of observations of the fixed stars made with
the Meridian Circlc at Ihe Government Observatnry, Madns,
i86a, 1863, 1864, under the Direclion of N. R, Pogson. XLVII.
314 S. Desgl. 186s, 1866, 1867. XXII, 36a S. MBdnw 1887.
1888. 4°.

Nachdem lange Jahre hindurch die Sternwarte in Ma-
dras trotz eifriger Bemühungen des Directors Pogson der
Mittel entbehrt hatte, grössere Beoba cht ungs reihen bekannt
zu machen, fand sie, wie wir aus der Dedication im ersten
Bande ersehen, in dem früheren Gouverneur von Madras,

Sir MoanUtuan Elphinstone Grant DufT einen eifrigen Gön-
ner, welcher die dem Anschein nach nun regelmässig fort-
laufende Publicaüon ermöglicht hat, und die astronomische
Welt wird sich gerne dem ihm von Pogson ausgesprochenen
Dank fQr sein Interesse an der Astronomie anschliessen;
berechtigen doch schon die ersten beiden Bände, deren Be-
sprechung in den folgenden Blättern geschehen soll, zu der
Hoffnung, in kurzer Zeit durch die Thätigkeit jener südlichen
Sternwarte in den Besitz eines höchst werth vollen neuen
Fixstemcatalogs zu kommen, indem dieselben zunächst die
Jahresresultate der beobachteten Sterne enthalten.

Eine kurze, auf die Meridian beobachtungen beschränkte
Geschichte der Arbeiten an der Sternwarte Madras dient als
Einleitung zum ersten Bande, und damit zugleich zu dieser
neuen Reihe Annalen. Mit Beginn des Jahres 1793 wurden
die ersten Meridianbeobachtungen in Madras mit kleinen
kaum i'/,zölligen Fassagen- und Universal •Instrumenten be-
gonnen. Mit diesen geringen Hülfsmitteln wurden die wis-
senschaftlichen Arbeiten bis zum Jahre 1829 fortgesetzt, die
Beobachtungen von 1812 — 1825 sind unreducirt in 2 Bänden
(Vol. 3 und 4) früher veröffentlicht, die älteren dagegen, welche
für Vol. I und 2 bestimmt waren, sind nur iu Abschriften
dem Directorium der £ast India Company übergeben. Die Be-
obachtungen bezieben sich auf die Körper des Sonnensystems
und die helleren Fixsterne.

Eine neue Epoche für die Sternwarte in Madras be-
ginnt mit dem Jahre 1830, als unter Taylor^s Direction ein
fünffOssiges Passageninstrument und ein vierfüssiger Mauer-
kreis, beide von Dollond, zur Aufstellung kamen. Es ist
bekannt, dass Taylor mit diesen Instrumenten 1831 — 1843
seinen Stemcatalog bearbeitete, dessen Neuauflage lebhafter
Wunsch der Astronomen ist. Pogson verheisst auch die Er-
füllung dieses Wunsches, sobald die unter seiner Leitung
angestellten Beobachtungen, die sich im Laufe der Jahre
sehr angehäuft haben, gedruckt sind, und ihm dadurch Zeit
fQr eine solche Arbeit, die schon der Herstellung der Beob-
achtungsepochen wegen in jedem einzelnen Falle ein Zu-
räckgehen auf die Journale erfordert, geworden. Nach Taylor
wurden jene Instrumente von Capt. Jacob theils zur Revision
südlicher Sterne des B. A. C. benutzt, theils fllr die Ortsbe-
stimmung anderer Fixsterne, sowie der Körper des Sonnen-
systems. Nur ein Theil dieser Beobachtungen, die sich näm-
lich auf Fixsterne mit vermutheter starker Eigenbewegung
beziehen, ist pubücirt, und sie füllen weitere Bände der Ma-
dras Observations ; Resultate aus ihnen sind auch zum Tbei\
in den Memoirs of the R, A. S. gedruckt.

■8?

magnetischen BeobachtungeD. Weitere Vergrösserungen wurden
1872 vorgenommen, da die Sternwarte vorübergehend in den
Besitz eines vorzüglichen neunzölligeu Browning'schen Re-
flectors kam, mit welchem photographische Aufnahmen der
ringförmigen Sonnenfinsternis 9 am 6. Juni jenes Jahres, und
des VenusvorOberganges 1874 beabsichtigt wurden. Später
ist dieses Instrument nach Caicutta Übergegangen, und damit
hörte das Studium der Himmelsphotographie in Madras auf.
Für gelegentliche Beobachtungen von Stembedeckungen u. dgl.
ist in dem früher vom Reflector eingenommenen Raum ein
3'/>zö11iger Dollond'scher Refractor aufgestellt.

Das bereits kurz erwähnte zweite Gebäude war ursprüng-
lich ganz für die Bedürfnisse des Directors bestimmt, dient
aber jetzt zum grossen Theil ofRdellen Zwecken, indem die
Bibliothek, Apparate für den Zeitdienat u. a. w. in demsel-
ben untergebracht sind. Auf dem Dach befinden sich ein
Aufhau für meteorologische Beobachtungen und 2 Drehkup-
peln für ein achtzölliges Aequatoreal von Troughton & Simms
und ein sechszölliges vmi Lerebours & Secretan, welche frü-
her von Jacob zu seinen Doppelstem- und sonstigen Mikro-
metermessungen benutzt wurden.

Es folgt jetzt eine genauere Beschreibung des Meridian-
kreises. Derselbe hat ein Fernrohr von 572 Zoll Oeifnung
und 50 Zoll Brennweite, mit 3 Vergrösserungen (105, 147,
230), von denen ausschliesslich die mittlere in Gebrauch ist.
Die Zapfen und Zapfenlager sind derartig umschlossen, dass
Feuchtigkeit und Staub thatsächlich nicht einzudringen ver-
mögen. Es sind 2 Kreise von 42 Zoll Durchmesser vorhan-
den, von denen der eine, nur auf 10 Minuten getheilt, für
die Einstellung und als Handhabe bei der Drehung des In-
strumentes dient; der andere Kreis hat eine vorzügliche Th ei-
lung von 5' zu 5' und wird durch 6 Mikroskope abgelesen.
Sehr grosse Schwierigkeiten fand Pogaon in der Aufstellung
des Kreises, namentlich in der der 6 Mikroskope, da sich
hicrt)ei mancherlei Unzuträglicbkeiten in der Anordnung des
Beleuchtungsapparates u. dgl. zeigten. Durch zufällige An-
wesenheit eines deutschen Mechanikers gelang es aber nach
Ablauf eines halben Jahres derselben Herr zu werden, und
im Mai 1862, also etwa 4 Jahre nach dem Eintreffen des
Instrumentes konnte mit den Beobachtungen ein Anfang
gemacht werden. Das Femrohr enthielt anfangs ein Fa-
dennetz ans 7 Vertical- und i Horizontalfaden ; letzteren
ersetzte Pogson durch einen Doppelfaden mit 12" Distanz,
und alle Declinationsbe Stimmungen geschahen nicht mit Be-
nutzung der Ocularmikrometerschiaube, sondern durch die
übliche Feinbewegung des Femrohres, in die Mitte zwVadveO

VieitelJBliiiscbr. d. Aslronou. Geielluhifk. 34. 13

igo

beide Fädeiiy was sich namentlich bei der Beobaditiing der
grossen Planeten als vortheilhaft erwies.

Zwei CoIIimatoren, 35 zöllige Femröhre mit 2-5/^200
Objectivöfihung, befinden sich im Innern des Meridianzimmeß
in Entfernungen von 57 Zoll von dem Objectiv des anf sie
gerichteten Femrohrs. Durch den durchbohrten Cubus wer-
den sie auf einander eingestellt. Anfänglich befanden sich
die CoIIimatoren in viel grösserer Entfernung ausserhalb des
Beobachtungsraumes, aber so gross der Vortheil dieser Aof-
Stellung in mancher Beziehung war, speciell für Anstellung
der Reflexbeobachtungen musste sie doch aufgegeben wer-
den, da die Scharfe der Bilder zu sehr litt, die Unruhe in-
folge des Durchgangs durch ungleich erwärmte Luftschichten
sich zu fühlbar machte. Für die Bestimmung des Nullpunktes
am Kreise und der Neigung der Aze wurde das Nadir be-
obachtet

An Pendeluhren sind, abgesehen von einer wenig ZQ-
verlässigen, drei vorhanden, eine von Shelton, aus dem vori-
gen Jahrhundert, mit Rostpendel von ausgezeichneter Güte,
eine von Dent aus dem. Jahre 1859 mit Quecksilbercompen-
sation, welche jener älteren etwas nachsteht, und eine elek-
trische Uhr von Shepherd & Son aus dem Jahre 1872, weldie
den verschiedenen Zeitsignaien für die Marine dient An
Chronographen ist ein Streifenapparat angeschafft worden.

Was das Beobachtungsprogramm betriflt, so war es an-
fangs Pogson's Absicht, die Argelander'sche Durchmusterung
nach Süden fortzusetzen, und als Vorbereitung dazu sollten
u. a., namentlich in der Zone — 40° bis — 60°, wo es noch
sehr an Fixpunkten mangelte, möglichst viele Sterne am
Meridiankreise bestimmt werden. Verschiedene Ursachen
verhinderten die Durchführung dieses Plans, besonders war
bestimmend für das Aufgeben desselben die Unmöglich-
keit, einen geübten deutschen oder englischen Assistenten
anzustellen, da den Eingeborenen bei aller Hingebung doch
nur einfachere Meridianbeobachtungen anvertraut werden
konnten. So wurden, abgesehen von den regelmässigen
Beobachtungen des Mondes und der Mondsterne des Nau-
tical Almanac, des Mars und zugehöriger Sterne, der As-
teroiden und Vergleichsterne, möglichst alle Sterne, die hel-
ler als 8*««^ Grösse und südlicher als — 30° waren, derart
ins Programm aufgenommen, dass jeder Stern wenigstens
5 mal und solche von besonderem Interesse wenigstens 10 mal
beobachtet werden sollten. Die Fixstembeobachtungen nun
sind es, welche nach den Jahren geordnet in den ersten
beiden Bänden in gleicher Anordnung gedruckt sind. Sie
sind angestellt von den Herren Sashoo lycngar, einem seit

191

dem Jahre 1837 in Madras thätigen Astronomen, der aber
bereits 1863, also nicht lange nach Beginn der Arbeiten
starb; Ragoonatha Charj' und Moottoosawniy Pillay, deren
Tüchtigkeit im allgemeinen anerkannt wird, die aber doch
dem Director einen fertigen europäischen Assistenten nicht
ersetzen konnten. Es bedurfte mehr denn der Arbeit eines
Jahres, bevor sie, obwohl längst mit den alten Meridian-
instnimenten vertraut , die Beobachtungen und Fehlerbe-
stimmungen ohne beständige Anwesenheit des Directors
anstellen konnten; starke persönliche Fehler machten beson-
dere Vorkehrungen zur Elimination nöthig, und das nur allzu
beliebte Aufschieben der Kcductionen hat sich schwer ge-
rächt, indem hierzu die beiden Assistenten im vorgerückten
Alter nicht mehr im stände waren, und fast sämmtliche Rech-
nungen vom Director selbst oder unter seiner directen Auf-
sicht gemacht werden mussten. Die Un Zuverlässigkeit der
eingeborenen Assistenten in den Reductionen kam voll erst
im Jahre 1866 zu Tage, als der erste Band schon gedruckt
und der zweite erheblich gefördert war. Es machten sich
bei dem sonst genügend stabilen Instrument zwischen März
und Juli höchst wunderbare Sprünge in der Nadir- und
Neigungscorrection bemerkbar, und die Ursache wurde da-
rin gefunden, daas das Objectiv theil weise ausgeschraubt
und daher natürlich lose war. Durch wen ein solcher
Frevel an den astronomischen Beobachtungen begangen wor-
den war, blieb unaufgeklärt, von den in jenem Zeitraum
erhaltenen 1146 Beobachtungen mussten 258 als zu stark
abweichend verworfen werden; die übrigen konnten aber
beibehalten werden , da die Nadirbestimmungen entweder
gute, oder total fehlerhafte Werthe gaben. Immerhin hat
dieses eigeuthüm liehe und seltene Vorkommniss die strenge
Revision aller früheren Rechnungen veranlasst, und die
zahlreichen Fehler sind in einem Verzeichniss zusammenr
gestellt. Ein die Declinationen des ersten Bandes (1862 —
18Ö4) durchweg berührendes Versehen ist im zweiten Band"
erwähnt, und lässt sich, wenn jene Beobachtungen benutzt
werden, leicht durch eine daselbst S, I mitgetheilte kleine
Tabelle richtig stellen. Es ist nämlich die Biegungscorrection
zu o''85 sin s, vorläufig nur noch genähert, abgeleitet, aber
an die Beobachtungen des ersten Bandes irrthümlich der .
doppelte Betrag angebracht. Es bleibt nicht ausgeschlossen,
dass auch dieser Werth bei definitiver Zusammenstellung des
Hauptcatalogs noch eine Verbesserung erfahrt, ebenso wie
auch die zu Grunde gelegte Polhöhe gewiss zu vergröaseim
ist, was schon die Abweichungen gegen die Declinationen

192

des Nautical Almanac und die weiter unten mitgetheilten Un-
terschiede gegen Cordoba beweisen.

Ueber die Reduction ist das Nöthigste kurz mitgetheih.
In iR beruhen die Positionen auf den Sternen des Nanttcal
Almanac, für die Azimuth-Bestimmungen sind die Circnn^Kh
larsteme aus den Radclifie Observations, Vol. XVI benutxt,
und wenn es die Witterung erlaubte, wurden hierfür 2 Pol-
steme an jedem Abend beobachtet; oft gelang^ es aber nur
einen zu erh alten , oder es musste die Correction aus den
einschliessenden Tagen interpolirt werden. Sämmtllcbe an-
gewandten Instrumentalfehler sind übersichtlich zusammen-
gestellt, und man ersieht daraus, dass dieselben stets wäh-
rend des Abends constant angenommen, Neigung und Colfi-
mation aber in der Regel am Tage ermittelt wurden. Die
starken persönlichen Gleichungen, die sich zwischen den ver-
schiedenen Beobachtern sowohl bei den Antritten als aad
bei den Einstellungen kund gaben, machten es nöthi^, dass
die von jedem Beobachter ermittelten Correctionen auch nur
seinen eigenen Beobachtungen zu Grunde gelegt wurden.

Auf diese Mittheilungen in der Einleitung folgt die Wie-
dergabe der einzelnen Beobachtungen, nach den Sternen zn-
sammengestellt für jedes Jahr, und darauf die Mittelwertbe.
Aus ersteren lässt sich der wahrscheinliche Fehler einer ein-
zelnen Beobachtung ableiten. Ref. hat hierzu aus den Jahren
1862 und 1865 eine beträchtliche Anzahl solcher Sterne be-
liebig herausgegriffen, die mehr als 5 mal beobachtet sind,
und gefunden, dass der w. F.

einer Beobachtung in JR 1862 + o!o68

1865 dh 0.044
einer Beobachtung in Decl. 1862 + of'57

1865 ±0.54
beträgt. Während also in JR eine wesentliche Zunahme der
Genauigkeit stattgefunden hat, ist dieselbe in DeclinatioB
ziemlich die gleiche geblieben. Es kann daher bei voller
Durchführung des Arbeitsplanes ein Catalog erwartet werden,
für dessen Oerter die aus der Uebereinstimmung der ElinzeK
beobachtungen abzuleitenden w. F. die Werthe dbo?025 und
+o."25 nicht übersteigen werden. Eine genau durchgefühlte
Vergleichung der Positionen mit denen anderer Cataloge
wäre natürlich noch verfrüht, einmal da die Beobachtungen
noch nicht zum Catalog vereinigt sind, auch noch nicht voll-
ständig vorliegen, dann aber auch, weil nach der Einleitung
specielle Untersuchungen über Polhöhe, Biegung, Eigenbe-
wegung u. s. w. noch ausstehen. Trotzdem hat Ref. es nicht
unterlassen wollen, den General-Catalog der Sternwarte Cor^
doba wenigstens für eine Anzahl Sterne, und zwar der be-

193

quemerea Rechnung wegen aus dem Jahre 1865, zu ver-
gleichen; es werden diese ursprünglich nur für eigene Be-
lehrung angestellten Rechnungen in den Hauptresultaten mit-
getheilt, da sie vielleicht Veranlassung geben, den eigenartigen
Beziehungen bei Aufstellung des Gesammtcatalogs näher nach-
zugehen.

£3 wurden ausgesucht aus den Madras Observations
alle Steine mit negativer Declination (ausgenommen nur einige
wenige, bei denen die Eigenbewegung so stark war, dass
eine besondere Reduction der Cordobaer Beobachtungen er-
forderlich gewesen wäre), im ganzen 44Q Sterne. Das Ge-
sammtmittel der Unterschiede Madras— Co rdoba ergibt sich
in vG = -{-0!028. Ordnet man die Sterne nach Stunden der
Rectascension, so finden sich folgende in Tausendsteln der
Zeitsecunde ausgedrückte Unterschiede J/— C (Columne I):

+ 5

—6t

12'- 13»

-16

-36

+ 130

+68

13 —'4

-57

—73

+ 74

+ 16

■4—15

+ 5

— 8

+ 37

—17

15-16

-44

—53

+ 58

+ 8

16-17

-30

-35

+ 51

+ 4

17-18

+39

+38

+ 69

+ 26

18-19

—40

-37

+ 70

+31

19—20

—80

—74

+ 42

+ 7

20—21

— 12

— 2

+ 5"

+ 20

21 — 22

+ 33

+47

+ !0

— 8

22—23

+58

+ 76

+ 53

+29

23—0

+ 1

+23

, wenn man den Einzelwerthen gleiches Gewicht gibt,
als Mittel +0W22 folgt. Eine Abhängigkeit von der Rect-
ascension ist deutlich ausgesprochen. Bevor aber dieselbe
näher untersucht wurde, wurden die Abweichungen nach
der Declination von 10° zu 10° geordnet. Im Mittel fand
sich für

a= 18° — o!oi2

28 — 0.003

38 - 0.003

48 +0.002

58 +0.002

70 ■ +0006
Die Sterne südlich von 50" Oberwiegen in der Zahl
ganz ausserordentlich, so dass eine Trennung nach Declina-
tion und Rectascension hier zu unbestimmte Werthe gab.
Dass aber die Abhängigkeit von der Declination vorhanden,

194

zeigt ein Blick auf die nach JR und Decl. geordneten Ab-
weichungen; in der Gruppe von o° bis — io° kommt das
positive Zeichen nur einmal (+ i) vor, bei — 30° bis — 40°
kommt unter 22 Stundenmitteln 10 mal -f~ und 10 mal —
(2malo) vor, bei — 50° bis —66° nur 2 mal — , aber 22mal-|-,
Des sich oben ergebenden geringen Betrages wegen, und weil
es überhaupt bei der noch nicht erfolgten Catalog- Zusam-
menstellung verfrüht ist eine genaue Beziehung zu sucben,
sich auch möglicherweise die verschiedenen Jahre andos
verbalten können, sind die Einzeldifferenzen nicht auf eine
mittlere Declination redudrt, sondern es ist gleich aus obi-
ger Reihe für JR. eine DarateEIung gesucht, indem allen W»-
then gleiches Gewicht gegeben wurde. Die beste Darstel-
lung ergibt sich — wenn man davon absieht, dass sich mög-
licherweise nach definitiver Bearbeitung des Catalogs die
Beziehung als Sinnscutve darstellen lässt — durch den Coef-
fidenten 3.8/1', so dass die Formel wäre

+(X022 +0*0038 (la** — /).

Danach gibt Beob. — Rechn. die unter II verzeicbne-
ten Grössen , also keine nennenswerthe Verringerung der
Differenzen, sondern nur eine etwas bessere Vertheilung im
Zeichen. Aus der Summe der Abweichungen Madras — Cor-
doba ergibt sich übrigens die mittlere Differens; Hnoüai,
entschieden viel grösser als der obige wahrscheinliche Fehler
erwarten liess.

Für die Declinationen ergibt sich als Unterschied im
Mitlei aus sämmtlichen 449 Sternen 3/— C= — 1''97. Ordnet
man auch hier nach Stunden der JR, so ergeben sich fol-
gende mittlere Abweichungen (I):

in in

o""— i*" — 1"92 — o"6i 12'' — ijii — i"8o — ofo6

I — 2 -2.12 —0.36 13 —14 — I.I4 0.67

2—3 —3-03 +0.61 14-15 —1.78 +0.03

3—4 —3-41 +1.04 15 —lö —0.91 — 0.78

4-5 —2.58 +0.27 16—17 —1.09 —0.55

5—6 —1.90 —0.35 17— I« —1.47 — o.ii

6—7 — 2.14 — 0.06 18 — 19 — 1,07 — 0.46

7—8 —2.09 —0.05 19—20 —0.95 — 0.52

8 — 9 — 2.19 +0.10 20 — 21 — 0-93 — 0.48

9 — 10 — 1.92 — o.ii 21 — 22 — 2.15 +0.79

10 -II —2.69 +0.72 22—23 —1.83 +0.53

II —12 —2.31 +0.39 23—0 —2,00 +0.75

woraus sich unter Annahme gleicher Gewichte der Mittelwertfa
— I "89 findet. Die Abhängigkeit von der M tritt hier noch

196

keiten durchführte, die ganz ausserhalb der Erfahrungen an
den astronomisch thätigen europäischen Sternwarten liegen.

Valentiner.

[E. C. Pickering], Index to observations of variable stars.

(Annais of Harvard College Observatory, Vol. XVTH. No. VIIL
S. 215— 257. 40.)

Diese zweckmässig angelegte und nützliche Zusammen-
stellung schliesst sich an die früheren Berichte des Verfassers
an, deren dritten Ref. in Band 21, S. 60 ff. besprochen
hat (ein vierter, für 1886, ist in Vol. XXII der Proceedings
of the Amer. Ac. ofArts and Sc, S. 380 ff. erschienen), und
ist bestimmt, dieselben zu einem vorläufigen Abschluss zu
bringen. Sie umfasst den ganzen Zeitraum seit dem Beginne
von Argelander's grosser Beobachtungsreihe, also seit Ende
1838 (S. 253, wo, bei der grossen Seltenheit damaliger Beob-
achtungen, vielleicht auch nach A.N. 16, S. 281 und 17, S. 215
die dort im Original gegebenen Aufzeichnungen über Mira
Ceti von Kysaeus und Lundahl hätten citirt werden können*);
in tabellarischer Uebersicht seit 1840 bis zum Schlüsse des
Jahres 1887, in einem Nachtrag auch das Jahr 1888. £s
sind alle Sterne des Chandler'schen Catalogs {A.J. 179 — 180)
berücksichtigt, und in den Aufzählungen der Beobachtungen
nach Object, Jahrgang und Beobachter ist ungewöhnliche
Reichhaltigkeit, wenn auch naturgemäss keine Vollständigkeit
erreicht. Herr Pickering hat sich grosse Mühe gegeben, um
über unveröffentlichte Beobachtungen authentische Angaben
zu erhalten, aber doch von vielen grossen Reihen keine No-
tizen geben können. So konnten die werthvollen, langjähri-
gen Beobachtungen von Pogson, Winnecke, Hartwig u. A.
nicht berücksichtigt werden, mehrere andere Reihen nur so-
weit sie im Original veröffentlicht sind. Es mögen wohl auch
manche Beobachter, besonders diejenigen, welche Resultate
ihrer Thätigkeit mehr oder weniger vollständig in der üb-
lichen Form von Epochen-Angaben zu veröffentlichen gewohnt
sind, eine Mittheilung über die Zahl ihrer Beobachtungen für
weniger interessant halten. Sehr erfreulich ist die MittheiluDg,
dass Herr Pickering eine ziemliche Anzahl von Beobachtungs-
reihen in Originalabschriften gesammelt hat. Vor allem sind

* Die Veröffentlichungen in den Astronomischen Nachrichtco
scheinen allerdings überhaupt nicht berücksichtigt zu sein; z. B. die
Algolsminima von van der Yen, A. N. 45, S. 219.

197

dies Argelander's noch nach der Redaction seines siebeaten
Bandes angestellte Lichtvergleichungen ; die Beobachtnngen
von Heis, derea Originale von seiner Familie an Herrn Pater
Hagen (S. J.) in Frairie du Chien Übergeben worden sind ;
die Beobachtungen von Backhouse in Sundeiland, die bis
1857 lUTÜckgehea; mehreres von dem verstorbenen Rev. T.
W. Webb; neuere von Pater Hagen und seinen Assistenten,
von Parkhurst in Brooklyn, von Plassmann; besonders aber
die ganze Beobachtungsreihe von J. Schmidt, nach den dem
Observatorium zu Potsdam überwiesenen Originalen dersel-
ben. Berücksichtigt man nun dabei das grosse Material, das
Herr Pickering und seine Mitarbeiter in Cambridge selbst
dem Himmel abgewonnen haben, so sieht man leicht, dass
zur Zeit die Harvard Sternwarte im Besitze eines Schatzes
ist, dessen Verwerthung für die Kenntniss der Veränderlichen
von der giösstea Bedeutung sein wird.

Die Nachweise der Beobachtungen sind in drei Tafeln
geordnet ; in Tafel I für jeden Stern chronologisch nach den
Jahren und innerhalb jedes Jahres nach den Beobachtern;
Tafel III bildet hierzu den bereits erwähnten Nachtrag für
188S. In Tafel II ist die Zahl der Beobachtungen in fünf-
jährige und seit 1880 in einjährige Summen vereinigt, und
dazu gibt dieselbe Herrn Chandler's Bezeichnungen nebst
Nummern, Position, Entdeckungszeit und abgekürzte Elemente
des Lichtwechsels, femer die Pickering' 3 che Klasse und wo
bekannt den Spectraltypus (meistens III; B bedeutet ein
Speclrum mit hellen Linien), sowie eine genäherte Epheme-
ride der Maxima für 1S89. Immer sind alle Beobachtungen
desselben Sterns, soweit sie in einer Nacht von demselben
Astronomen herrühren, als eine einzige Beobachtung gezählt.
Uies hat den Vortheil, dass die grossen Verschiedenheiten
in der Definition des Wortes Beobachtung nur von geringem
Einflüsse sind. Die Zahlen für die Sterne der Klasse V
(Algoltypus) erscheinen allerdings deshalb sehr klein, und sie
repräsentiren oft (aber nicht immer) nur die Zahl der beob-
achteten Minima.

Auch bei der Zählungsweise des Verfassers überwiegen
noch die Zahlen von J. Schmidt bei den von ihm beobach-
teten Sternen weitaus die der anderen Beobachter. Hier tritt
die Vorzüglichkeit des Klimas hervor, in welchem Schmidt
seit 1859 beobachtete, aber nicht diese allein. Die Häufung
der Beobachtungen war bei Schmidt Absicht, schon ebe er
nach Athen ging. Sie sollte bei dem Zug der Lichtcurven
zu einer Ausgleichung der Beobachtungsfehler verhelfen (die
er freilich für kleiner hielt als sie wohl sind) und eine Tau-

198

hindern. Ans Tafel I geht hervor, dass es doch recht viele
Beobachter gibt, die diesem Grundsatze nicht huldigen. Nim
haben ja für die Bestimmung der ersten Elemente des Lidit-
wechseis eines Sterns selbst ganz sporadische Beobachtungeo
unter Umständen grossen Werth, und können solchen wohl
auch ein Jahrzehnt und länger behalten; aber mit der Zeit
bleibt ihre Bedeutung gegen die vollständiger Reihen allzu-
sehr zurück, und besonders jetzt, wo so viele Beobachter
zusammenwirken, scheint es eine bessere Zeitverwerthung zo
sein, wenige Sterne reichlich zu beobachten, als die Kraft
auf viele zu vertheilen und zu zersplittern.

Sehr merklich ist der Einfluss, den Herr Pickering- selbst
seit etwa 1881 durch seinen bekannten Aufsatz, ja durch
seine allgemeine Rührigkeit und Energie, auf die Mehrung
der Beobachter und Beobachtungszahlen ausgeübt hat. Leider
hat sich derselbe noch nicht auf die südlichen Sterne aas-
gedehnt, die in mittleren nördlichen Breiten überhaupt nicht
oder nicht längere Zeit im Jahre zu beobachten sind. Der
fortgesetzte Mangel an Beobachtungen der Veränderlichen
südlich von — 30°, sagt Verf. S. 257, verdient unsere Auf-
merksamkeit. Es sind ihrer 20 unter einer Gesammtzahl von
225 Sternen, von welchen hier 125720 Beobachtungen vor-
liegen. Davon gehören aber nur 1397 dem südlichsten Vier-
tel der Sphäre an, und von diesen wiederum 812 allein den
drei fast nur von Schmidt beobachteten Sternen R, S, T in
der südlichen Krone.

Dass übrigens die Zahlen der Tafeln kein ganz genaaes
Bild von dem geben, was für die einzelnen Sterne geleistet
ist, liegt in der Natur der Sache und wird auch vom Ver-
fasser wiederholt hervorgehoben. Für mehrere Sterne, die
hier sehr vernachlässigt erscheinen, ist dies ganz auiialüg.
So sind für S Orionis bis 1882 nur Webb'sche Beobachtun-
gen aufgezählt, für R Leporis bis 1879 mit einer Ausnahme
nur Schmidt'sche, für T Canis minoris, R Leonis minoris, S
Leonis, R Corvi und manche andere Sterne vor 1883 gar
keine. Diese Sterne, von denen doch grosse .nicht veröffent-
lichte Beobachtungsreihen vorhanden sind, gehören meist der
Klasse II (Typus 0 Ceti) an, selten der Klasse III (Typus a
Herculis), welche also als etwas mehr von den Beobachtern
vor Klasse II und aus ganz ähnlichen Gründen vor Klasse IV
(Typus rj Aquilae) bevorzugt erscheint als thatsächlich der
Fall ist.

Wie gross oder wie klein aber auch derartige Einflüsse
unvollkommener Zählung sein mögen, die Zahlen der Tafel IV,
S. 256, sind doch das Sicherste, was wir über die verhalt-
nissmässige Vertheilung der Beobachtungen auf die einzelnen

Pickering'schen Klassen besitzen. Rererent führt nur die
Hauptsiimmen für die berücksichtigten 49 Jahre 1840— 1888
an. Auf die

146 Sterne der Klasse II entfallen 40732 Beobb,
18 . . . m > 33315 -
15 • - - IV . 37639 -

46 • • • lu.V - 14034

also auf alle 225 Sterne 125720 Beobachtungen. Die Sterne
der Klasse I (Novae) sind von V nicht getrennt, es gehören
zu ihr etwa 1850 Beobachtungen, die meisten zu T Coronae*,
Am grossten ist die Beobachtungszahl für 0 Ceti und R Scuti
(wenn dieser hierher gehört) in der zweiten Klasse**; in der
dritten für u Herculis und ß Pegasi, in der vierten für f Ge-
minonim, ij Aquilae, ß Lyrae und endlich S Cephei, wo sie
fast auf lOOOO steigt, üei allen diesen Sternen ausser 0 Ceti
ist mit dem Tode von Schmidt eine Abnahme eingetreten,
und für die Sterne der Klasse III ist dies wohl auch schwer-
lich von Uebel. Denn wo die Licht änderungen selbst oft
nur von gleicher Ordnung sind wie die Fehler bei Argelan-
der's Methode der Lichtvergleichung, da erscheint es aus-
sichtslos, die Art des Lichtwechsels mit andern als nur den
feinsten photometrischen HülfsmiUeln, wie sie vielleicht noch
gar nicht geschaffen sind, ergründen zu wollen. Dagegen
sind Sterne wie o Ceti, R Leonis, R Bootis, T Herculis, R
Hydrae (in geeignetem Klima), also solche, die bei starker
Lichtamplitude auch im kleinsten Lichte bequem sichtbar
bleiben, den Beobachtern besonders zu empfehlen.

Wie jede gute Statistik enthält also auch die vorlie-
gende Abhandlung viel Lehrreiches, wiewohl sie die Beob-
achtungen nur zählt, nicht aber die Resultate derselben an-
gibt. Es ist indessen ein natürlicher Wunsch, dass auch von
diesen letzteren möglichst viel veröffentlicht werden möge, was
Herr Pickering schon deswegen auf eine spätere Zeit ver-
schieben musste, weil die schon früher begonnene photome-
trische Bestimmung der Vergleichsterne (S. 217 f.) noch nicht
vollendet ist

Seh.

* Neoerdings sind eu Cambridge auch die neueo Sterne von
tS72 und 1604 aufgesucht woiden; Zahl der Beobachtungen 5 und 4.
R<f. weiss nichl, was hierunter zu versteheo ist, ob man die Sterne
gesehen, odei welche Objecto man clwa für die richtigen gehalten bat.
•• Dass lu dieser S. 148 auch R Coronae geiähtl ist, ohne dass
das früher von Herrn Pickering beigefiigte Fragezeichen niedeiVwAt
wäre, ist wohl nur ein Fehler des Drucks,

R. Bryant, The Orbit of the Planet Sappho (80). Loa-

don 18S9. 127 S. 80.

Der Planet (80) Sappho gehört bekanntlich zu denjeni-
gen, welche infolge der geringen Entfernung, in die sie zur
Erde kommen können, zur Bestimmung der Sonnenparallaie
besonders geeignet sind und daher ein erhöhtes Interesse
beanspruchen. Aus diesem Grunde unterzog sich Verf. einer
neuen, mit unendlicher Geduld durchgeführten Bahobestim-
mung aus sämmtlichen Beobachtungen seit der Entdeckung
des Planeten im Jahre 1864, ohne jedoch zu einer Jeidlichen
Darstellung der Beobachtungen £u gelangen.

Zur Berechnung der Störungen benutzt Verf. die von
Dr. Leman aus den Oppositionen von 1872, 1877, 1878 und
1882 abgeleiteten Elemente:

Epoche und Osculation: 1872 Sept. 7.0 m, Zt. Greenwidi

L = 4i°2o'34."88

M =^ 46 19 56.61

n =355 o 3». 27)

ß=2i8 33 8.31 > Mitll. Aeq. und Ekliptik 1870.O

'■ = 8 36 57.21)

IP = II 32 18.65

/( = io2o''i2879

Die Störungen durch Venus rechnet er in 20tägigen,
die durch Erde, Mars, Jupiter und Saturn in 40täg)gen In-
tervallen; wenn Mars von Sappho weit abstand, wurden die
Störungen nur von 80 zu 80 Tagen berechnet und in die
Mitte interpolirt. Der Nullpunkt der Störungen liegt natär-
lich auf 1872 Sept. 7.0, von wo aus der Verf. nach vorwärts
und räckwärts rechnet. Die von ihm benutzten Werthe iili
die Planetenmassen sind:

Venus I : 401839

Erde I : 355499

Mars I : 3076135 (nach Mittheilung von Prof, Hall)

Jupiter I : 1047.879

Saturn i : 3501.6

Auch die Massen von Mercur, Uranus und Neptun sind
in der Abhandlung angegeben, wiewohl sie in derselben nicbt
benutzt werden".

* S. S ist gesagt, es sei nur der peiiodische Theil der StÖTUDgen
durcb diese Planeten vernachlässigl, der (allerdings Tast uamerklichet
saeculare Theil derselben sei aber in Rechnung geiogeo. Hierunl'^
kaDn aber nicht wohl etwas Anderes verstanden sein, als dass die

202

Differentiation von -j- = m -}- n sin atgi und -z- = « cos 0

d/ d/

m und n als constant ansieht. Die Abkürziing ist durchaus

statthaft, da die Vergleichsterne särorotlich innerhalb +20°

und —20° Decl. liegen und von den Catalogen, bei denen

der Fehler anfangt merklich zu werden, der eine, Lalande,

das Gewicht o und der andere, Weisse, nur das Gewicht i

hat. Das System, auf welches die sämmtlichen Positionen

reducirt sind, ist das der Fundamental-Cataloge von Auwers.

Verf. wurde hierbei, insoweit das dazu nöthige Material noch

nicht publicirt war, durch Mittheilung des Manuscripts von

Herrn Auwers unterstützt.

Bei der Vergleichung der Beobachtungen mit der Ephe-
meride behufs Aufstellung der Normalörter setzt Verf. die
Abweichungen gleich fl+3/+f/^, wo / das zwischen der Be-
obachtungszeit und der dem Normalort entsprechenden Zeit
liegende Intervall ist, und bestimmt, die Beobachtungen in
mehrere Gruppen zusammenfassend, nach der Methode der
kleinsten Quadrate die Werthe von a, h und r, sowie auch
den wahrscheinlichen Fehler der aus dem Normalort folgen-
den Correction a der Ephemeride.

Aus der ersten Erscheinung liegen nur Beobachtungen
des Planeten von Madras- vor. Den darunter befindlichen
Mendianbeobachtungen fügt Verf. die sich aus den 1864 er
Beobachtungen für diese Zone ergebende Correction +o?04
iniR und +if'6 in Decl. bei. In den übrigen Erscheinungen
wurde der Planet meist auf mehreren Sternwarten und auch
ziemlich häufig beobachtet, nur in den Oppositionen von
1875, 1877 und 1878 wurde er bloss in Madrid bez. 10, 2
und 4 mal im Meridian beobachtet, sowie im Jahre 1880 nur
2 mal in Washington, ebenfalls im Meridian. Die Normal-
örter für die genannten Jahre könnten daher wegen mög-
licherweise vorgekommener systematischer Reductionsfehler
unzuverlässig sein, nicht aber, wie Verf. meint, auch der
Normalort aus der Opposition von 1872, der zwar nur aus
4 Beobachtungen abgeleitet ist, aber doch Vertrauen ver-
dient, weil die Beobachtungen auf 3 verschiedenen Stern-
warten angestellt sind, mit einander leidlich übereinstimmen
und auf guten Vergleichsternen beruhen. Ausgeschlossen bei
der Bildung der Normalörter sind vom Verf. nur die sehr
stark abweichenden Beobachtungen.

Verf. leitet folgende 16 auf das mittlere Aequinoctiuni
am Anfang des Beobachtungsjahres bezogene Normalörter ab,
denen ihre wahrscheinlichen Fehler und die nach Massgabe
derselben ihnen zuerkannten Gewichte beigefügt sind:

204

Aequinoctium und die Ekliptik von 1870.0 X^g^^ 21* 21!'^^
j? = — 12^35' 45"44; während Ref. von denselben Werthen
ausgehend erhält 1=^95*^ 21 ' 2i."43, ß^ — 12° 35' 4r.''75.

Bei den übrigen controlirten Werthen hielten sich die
Abweichungen innerhalb weniger Zehntel der Bog'ensecnnde.
Ref. bediente sich bei diesen Nachrechnungen, wie der Verf.
doch wohl auch, des Leverrier' sehen Werthes der Schiefe
der Ekliptik.

Nachdem die 16 Normalörter in Länge und Breite aus-
gedrückt und auf 1870.0 bezogen sind, rechnet Verf. mit
Benutzung der Längen der Normalörter von 1864, 1868 (II),
1875, 1880 und 1888 und der Breiten von 1864, 1875 und
1888 vierstellig zunächst folgende provisorischen Correctio-
nen der Elemente aus:

d/, :

+ 5''09

d/ = + 1:'73

+12.92

d>p= — 2.97

+ 22.16

d/i = — O.Ol

dQ =

Bei der Nachrechnung der 16 Oerter mit den roh ver-
besserten Elementen ist Verf. ebenso wie bei der Bildung
der Differentialquotienten sehr sorgfältig verfahren. Um rich-
tige heliocentrischc Erdörter zu haben, berücksichtigt er die
in Greenwich gefundenen Correctionen der Sonnen ephem eiide ;
für die Jahre 1887 und 1888 sind ihm dieselben, weil sie
noch nicht publidrt waren, direct mitgetheilt worden.

Bei der nun folgenden Ableitung verbesserter Elemente
wurden die Normalörter von 1872, 1877, 1878 und 1880 zu-
nächst weggelassen, so dass 24 Bedingungsgleichungen, 12
für die Unterschiede in Länge und 12 Für die in Breite
flbiig blieben, femer wurden statt der Excentricität e und
des Perihels n die Grössen (Ö = < sin n und f* = <r cos m
eingeführt. Die strenge Auflösung der 24 Gleichungen nach
der Methode der kleinsten Quadrate ergab die Correctionen :
di = -f 2r'47 d«' = — of'04

dn = + 13.02 d^p = + 5.26

äSi= — 10.27 d/< = — 0.00081

Die übrig bleibenden Fehler (Beob. — Rechn.) sind:

-inge

in Bre

864

8."9i

+1"

865

1.6S

+3.

867

2.38

-5.

868 (I)

-1-

J2I

-fo.

868 (II)

-1-

4.99

870

—

8.45

-0.

1871
'875

iSS2(T)
iSSi(II)

— 5-"53
+ 3-35

zu denen noch die Abweichungen der nicht berücksichtigten
Normalörter kommen:

iD LÜDge JD Breite 1 in Länge in Breite

187a -28."20 -4."ii 1878 +18.-77 +S'0l

1877 -7-95 -5-5' I '880 -18.89 +7-83

Die Summe der mit den zugehörigen Gewichten verse-
henen Fehlerquadrate ist für die 12 Oerter 4200". Verf.
macht nun den Versuch, eine bessere Darstellung zu erhalten
durch eine Aenderung des für die Jupitersmasse angenomme-
nen Werthes, und führt deshalb -~, die Correction der Ju-
pitersmasse, dividiit durch diese letztere, als neue Unbekannte
ein. Die Summe der Fehlerquadrate wird dadurch zwar auf

ungefähr 2000" herabgedrflckt, ffir — '

wegen seiner Grösse durchaus unzulässige Werth — , weshalb

Verf. sich genölhigt sieht, die letztere Lösung zu verwerfen.

Sehr auffallend, vielleicht durch einen Druckfehler ent-
stellt, ist die Bemerkung des Verf. S. 1 14, der wahrschein-
liche Fehler der mittleren Bewegung betrage bei der obigen
Auflösung +o''02, und der für jedes andere Element bis
gegen 60",

Durch eine andere Auflösung, bei der die 4, letzten
Normalörter auch mitgenommen sind, wird die Summe der
Fehlerquadrate von 5830" auf 5480" gebracht.

Verf. betrachtet nun die verschiedenen Ursachen, welche
jene unbefriedigende Darstellung der Normalörter herbeige-
ftlhrt haben können, und kommt zu dem Schluss, dass weder

Endlich gibt Verf. noch eine Ephemerirfe für die im
Herbste des Jahres 1889 stattfindende Opposition, in welchei
der Planet der Erde wieder auf 0.86 Erdbahn balbmessei
nahe kommt, sowie eine Liste der von Dt. Gill ausgesachten
Vergleichs terne fiir die in dieser Opposition anzustellenden
He liom e I erbeob ach tungen .

Otto Knopf.

Geographisches Jahrbuch, begründet i866durchE. Bebra.

Band IX bis XIII. 1882. 18S4. 1887. iSSS. 18S9. Unter Uitwii-
Itiiiig von A. Auweia, G. v. Boguslawskj, .... heransgegebM
von Hermann Wagner. Gotha 1883 — 1889. 8».

Im ersten Hefte des Jahrgangs 17 habe ich mir erlaoijt
auf dieses vortreffliche Hülfsmittel zur Orientirung im Ge-
biete der Geographie und der verwandten Wissenschaften
hinzuweisen, und habe daselbst den Inhalt des achten, damah
neuesten Bandes desselben etwas genauer angegebeiu In-
zwischen hat sich in fünf weiteren Bänden wiederum viel
auch für den Astronomen Interessantes angehäuft, worauf
hier von neuem hingewiesen werden möge, wenn auch der
Natur der Sache nach die einzelnen Aufsätze, die im wesent-
lichen selbst nur Berichte über andere Arbeiten sind, sieb
der eingehenden Berichterstattung entziehen.

Die Berichte über die Fortschritte der Geophysik sind
zunächst noch (Bd. IX und X, S. i) von Prof. Zöppritz gege-
ben; nach dem Tode desselben in Bd. XI, S. 207 und XIII.
S. loi von den Herren Dr. Hergesell und Dr. Rudolph. Be-
sondere Berücksichtigung finden dabei die jeweils neuesten
Arbeiten über das Pendel und die durch die Schwerebeslim-
mungen mittelst desselben gefundenen oder angedeuteten
Ungleichheiten und localen Abweichungen in der Gestalt der
Niveauflächen ; die Arbeiten über die mittlere Dichtigkeit der
Krde ; diejenigen über Ebbe und Fiuth, sowie die über den
Zustand des Erdinnern und die Veränderungen der Erdrinde,
welche ja auch viele Beziehungen zu wichtigen astronomischen
Erscheinungen haben. So finden sich wichtige Notizen über
Bodenbewegungen X, S. 11, XI, S. 223. Über die Abkühlung
der Erde und Verwandtes namentlich XIII, S. 123. Die Erd-
rotation (einschliesslich der Arbeiten über die Nutation der
Erdaxe) ist X, S. 4, XI, S. 214, XIII, S. iiQ behandelt. Audi
die Arheiten über die astronomischen Charaktere der Eisieil
(X, S. 55) sind von Zöppritz berücksichtigt. Die neueren Stu-
dien über die Sonnenstrahlung, mehr in die Meteorologie ge-
hörig, sind vorzugsweise in den Berichten über die letitere

von Hann (z. B. X, S. 61, XIII, S. 27 ff. — AufsaUe von Lang-
ley und Anderen) behandelt, wo auch die Arbeiten über die
bekannten Dämmerungs-Erscheinungen (XIII, S. 32} und die
Beziehungen meteorologischer Elemente zu den Sonnen -
flecken (auch bei Zöpprilz IX, S. 38, X, S, 83) Berücksichtigung

Die Berichte über die Gradmessungen hat von Band IX
an, nach Brnhns' Tode, Oppolzer gehefert; leider sind es
nur zwei (IX, S. 43, X, S. 115). Die Hauptquelle dafür bil-
den, ohne dass die vielen sonst erschienenen Aufsätze aller
Art vernachlässigt würden, die Schriften der Internationalen
Erdmessung; so sind z. B. auch die Verhandlungen zu Rom
über die einheitliche Zählung der Meridiane und die Einfüh-
rung einer allgemein gültigen Weltzeit eingehend angeführt.
Nach Oppolzer' s Hinscheiden haben die Herren Hergesell
und Rudolph auch diese Berichte übernommen, fügen aber
dieselbe nur als besonderes Capitel in die Berichte über
Geophysik ein.

Das Auwers'sche Verzeichniss der geographischen Lage
der Sternwarten findet sich, fortschreitend vervollständigt, in
mehreren Bänden, zuletzt Bd. XII, S. 475. Es ist identisch
mit dem der Berliner Jahrbücher, hat aber gegen dieses eine
Zusatzcolumne, in der die Methode, nach welcher die Länge
bestimmt wurde, angegeben ist.

Auch die Berichte über die Fortschritte der Kartenpro-
jectionslehre von Günther (Band IX, X, XII) haben manches
für den Astronomen Interessante, Mit grossem Interesse hat
Ref. ferner die Aufsätze des Herausgebers über die Ent-
wickelung der Methodik und des Studiums der Erdkunde ge-
lesen, die zwar, bei der grossen Verschiedenheit der Stellung
von Erd- und Sternkunde in dem Rahmen der Gesaramt-
wissenschaft, eine directe Anwendung auf die Astronomie
nur selten gestatten, aber doch so viele Anklänge an astro-
nomische Verhältnisse besitzen, dass ihre Leetüre warm em-
pfohlen werden kann.

Der Charakter aller Berichte ist im allgemeinen mehr
der einer Inhaltsangabe, als ein kritisirender, ohne dass je-
doch eine Kritik ganz ausgeschlossen wäre. Am meisten
tritt eine solche, soweit Ref. sich den Inhalt näher angesehen
hat, bei den von Herrn Zöppritz bearbeiteten Berichten her-
vor. Die Litterat um ach weise sind durchweg ungemein reich-
haltig, und zahlreiche Specialregister erleichtem das Nach-
schlagen. Band X gibt ein vollständiges Inhal tsver zeichniss
der bis dahin erschienenen Bände des Jahrbuchs. Band KU
enthält auch die geographische Nekrologie der ]a*^^^ vöft^ —
1887 (von Wolkenhauer in Bremen), und als ßeig*^^ abje-

kärzle Nachweise über alle seit 1854 verstorbenen Geogra-
phen, soweit diese in der Sammlung von Nekrologen in Pe-
tennann's Mittheilungen Berücksichtigung gefunden haben,
Unter ihnen befinden sich viele auch den Astronomen tbeure
Namen.

Der Umfang des Jahrbuches war bei Band IX und X
schon auf 700 Seiten gekommen, es konnte aber nicht alle
Jahre erscheinen. Um jährliche Herausgabe zu ermöglichcD,
ist seit 1887 (Band XI) der Inhalt auf zwei auf einander fol-
gende Jahrgänge vertheilt worden, so dass der eine den all-
gemeinen Theil, der andere die geographischen Einzelwisseo-
schaften umfassen soll. Bis jetzt scheint aber noch keine
vollständige Consequenz hierin erreicht. Der Umfang des
Bandes beträgt jetzt 400 — 500 Seiten, aber vergrössertep
Formats.

Ref. kann schliesslich nicht umhin den Wunsch ausin-
sprechen : Möchte es doch möglich zu machen sein, für un-
sere Wissenschaft ein ähnliches Unternehmen ins Leben tu
rufen, wie es Wagner's Jahrbuch für die Erdkunde ist! Und
sollte nicht die hauptsächlichste äussere Schwierigkeit, näm-
lich die in der verhältnissmässigen Kleinheit unseres Publi-
cums liegende, überwindbar sein?

Seh.

Publications of tbe Astronomical Society of the Pacific

No, I, Februaty 7, 1SS9. No. 2, March 30, 1S89. San FrandKo,
22 S 80,

Am 7. Februar 1889 hat sich zu San Francisco unter
dem Vorsitze von Professor Holden die Gründung ein«
astronomischen Gesellschaft vollzogen, welche ausgesprocbe-
nermassen bestimmt ist, im besten Sinne des Wortes populär
zu werden. Ein von vierzig, zunächst als Gründer zu be-
trachtenden Männern unterzeichnetes Circular ladet jeden
Bewohner der pacifischen Küste, der ein wahrhaftes Interesse
an unserer Wissenschaft nimmt, zur Mitgliedschaft ein, einer
grossen Anzahl von Personen, insbesondere den Mitgliedern
anderer Califomischer gelehrten Gesellschaften, sind ausser-
dem directe Einladungen zugegangen. Im einzelnen ist in
Aussicht genommen die Gründung einer astronomischen Zeil-
schrift von hohem Range, die Bildung einer astronomischen
Special-Bibliothek, und ganz besonders, eben so wie bei un-
serer Gesellschaft, die Organisation von solchen wissenschaft-
lichen Arbeiten, die ein gegenseitige Unterstützung gewäh-
rendes Zusanunenwirken Mehrerer erfordern. Der Sitz der

Gesellschaft ist San Francisco, wo das bewegliche Eigenthum
derselben aufgestellt, und wo auch die Hälfte der Sitzungen
gehalten werden soll. Die andere Hälfte aber, in den Som-
mermonaten, soll in der Sternwarte auf dem Mount Hamil-
ton stattfinden, wo dann auch die Fernrohre der Sternwarte
den Besuchern zur Verfügung stehen werden und nach Um-
ständen die an ihnen vorgenommenen Demonstrationen als-
bald Gegenstand der Discussion werden können. „Es ist
ersichtlich, dass auf diese Weise ein lebendiger Sinn für un-
sere Wissenschaft hervorgerufen und erhalten werden kann,
und dass der Besitz solch ungewöhnlicher Vortheile Aussicht
auf Wachsen und Gedeihen der Gesellschaft, und auf ge-
wichtigen Einfluss derselben auf Fortschritt und Verbreitung
der Wissenschaft eröffnet." Man darf diesen Worten des
Einlade-Circulars hinzufügen, dass noch etwas Anderes für
den wissenschaftlichen Ernst des Unternehmens, und damit
für seine Bedeutung bürgt: die Namen der als Gründer an
der Spitze stehenden Männer, die grossenlheils auch ausser-
halb Californiens von gutem Klange sind ; es befindet sich
darunter u a. der ganze Stab des Lick Observatory.

Zunächst sollen unter dem eingangs angegebenen Titel
zwanglose Hefte erscheinen, und es ist natürlich, dass jetzt,
wo die Gesellschaft noch im Werden ist, der wissenschaft-
liche Inhalt noch nicht bedeutend sein kann. Nr. i enthält
ausser dem bereits Angeführten nur die Statuten der Gesell-
schaft, wie sie bei der Gründung angenommen worden sind.
Sie enthalten u. a. die Bestimmung, dass durch einfachen
Mehrheitsbeschluss aller stimmberechtigten (lebenslänglichen
und Jahresbeiträge zahlenden) Mitglieder die Gesellschaft
ein Theil einer Amerikanischen astronomischen Gesellschaft
werden kann, falls eine solche gegründet werden sollte. Nr. z
gibt den Bericht über die erste statutenmässige Jahresver-
sammlung, welche die Gesellschaft am 30. März abgehalten
hat. In dieser Versammlung haben die Wahlen der Beamten
für das laufende Jahr (11 Directoren unter Holden's Präsi-
dium und 3 Mitglieder als Herausgeber der Gesellschafts-
scbriften) stattgefunden; ferner sind alsbald 15 neue Mitglie-
der aufgenommen worden, darunter eine Dame. Weiter ist
eine Liste von 47 Sternwarlen und wissenschaftlichen Insti-
tuten aufgestellt worden, denen die Schriften der neuen Ge-
sellschaft zugesandt werden sollen, mit ilem ausgesprochenen
Wunsche der Gegenseitigkeit. Den Hauptinhalt des Heftes
aber — eine Abhandlung über die Sonnencorona ^o"^ Herrn
Pierson wurde für die nächste Sitzung zurüclig^^'^S^ ~ ^'^"
det die Ansprache, in welcher der eben eiwü^^^^ "Vot-

Schaft des näheren vorführt. Sie wird eingeleitet dnidi
eine interessante Parallele zwischen der Gegenwart und da
kaum 70 Jahre hinter uns liegenden Zeit, in der die Rojra]
Astronomical Society, damals noch Astronomical Sodet}- oi
London geheissen, gegründet wurde — der Zeit, „in welcher
nach W. Herschel's Zurücktreten vom activen Arbeiten da
Schwann von Amateur - Astronomen von heutzutage allem
durch Groombridge vertreten war, und wo in ganz Europa
kein mächtigerer Refractor zu finden war, als das fQnizöUige

zwei Aufnahm ei
wiederholt. Die
Teleskopen zu gl
ihiem Ende.

Die mit b
quadratisch mit
150 mm). Die '.
dass nur 25, be
halten sind.

Als Epocht
taloge von Gouli
wählt.

Es ist hier
Weise der Beoba
Methode der Ai
mit welchem be(
welche ich in dt
nent etc., z"' I
gleiche auch di
Instruments I. c.
Nur solche Mod
gestrebten gering
ist z. B. eine ph
rome ters chrau be
richtung gelingt
und Declinationc
serer Reductione
Steigung und o.'l
leichten Reductil
den sehr leicht
bei den Beobachl
Die erste Messu]
von mir selbst {
lieh von einande
den nämlichen i
der alle Ablesun
der eingetragen.
Sterne der erste
Diese wurden frl
war aber öfters
nur Sternen, dit
die Aufnahme in
den jetzt die St*
kommen, die ab
vorkommenden g
standigkeit bean

215

sehen, sondern einrach ausgestrichen. Nur wenn einer dieser
Sterne in einem der später verglichenen Cataloge vorkommt,
wird der Ort in das deßnitive Sternverzeichniss aufgenommen.
Nach Einführung dieser Massregel braucht sehr selten noch
ein Slem aus der genannten Ursache nachgesehen zu wer-
den. Ich bin denn auch fest überzeugt, dass Fälle von Ster-
nen, die in beiden Messungen übersehen sind und dennoch
z. B. o'!'3 (pholographisch) heller sind als die all erschwächsten
Sterne, die auf der Platte vorkommen, nur äusserst selten
sein werden, wohl eben so selten, wie das Fehlen eines
Sterns gTo in der Bonner Durchmusterung.

Nach Beendigung der zweiten Messung werden beide
Beobachtungen alsbald verglichen und alle grösseren Unter-
schiede sofort augemerkt; diese Fälle und die in der zweiten
Messung neu aufgefundenen Sterne werden dann nochmals,
von mir selbst, beobachtet. Auf diese Weise werden beide
Messungen und alle nöthlgen Revisionen einer Platte been-
digt, ohne dass man die Platte mehr als einmal zu orien-
tiren hatte, und kein Stern wird in den definitiven Catalog
aufgenommen, von dem nicht zwei Beobachtungen gemacht
sind, mit alleiniger Ausnahme von den wenigen Sternen, die
hier nur einmal beobachtet sind, überdies aber in einem äl-
teren Cataloge vorkommen.

Bei der Beobachtung werden die beiden Negative von
dem nämlichen Theil des Himmels dicht hinter einander auf-
gestellt, in solcher Weise, dass jeder Stern im Teleskop als
Doppelstem gesehen wird. Es wird dadurch möglich, sofort
Sterne von zufälligen Fleckchen zu unterscheiden. Diesem
Punkte wird übrigens die grösste Aufmerksamkeit gewidmet,
ohne dass ich zu behaupten wage, dass dadurch alle falschen
Sterne vermieden werden. (Ein bestimmtes Urtheil in dieser
Hinsicht wird sich später aus der Bearbeitung der Übergrei-
fenden Stücke angrenzender Platten ergeben). So wird die
Stellung der einen Platte, der Control-Platte, gegen die
Mess-Platte (die natürlich unverrückt stehen bleibt) zwi-
schen der ersten und zweiten und zwischen dieser und der
Revisions- Messung regelmässig geändert. Bei dieser Revision
wird der Stand überhaupt so oft geändert, als dazu Veran-
lassung zu sein scheint. Als weitere Sicherheit gegen das
Beobachten falscher Sterne werden die allerschwäcbsten Sterne,
die auf den Platten vorkommen, weggelassen; ferner wiid
jedes Object, das nur cinigermassen verdächtig aussieht, bei
der Revision sorgßltig wieder beobachtet. Schliesslich -«ei-
den Sterne, für welche dann noch ein Zwcift.\ \)e5t^^*" t.\«Ä>^i
für spätere Beobachtung im Meridian ang^)^ yx-

Die Durchmesser der Stemscheibchen ^ <AeTv mX^iN"

2l6

teln der Bogenminute geschätzt. Diese Schätzungen werden
in hohem Masse durch die in Minuten getheiltc Ocularscala
erleichtert. Streng genommen gilt dies allerdings nar für
Steme, deren Durchmesser O.'z oder grösser ist. Für schwä-
chere Sterne, wo die Ausmessung der Durchmesser ofl m
illusorischen Resultaten führen würde, wird die Schätzung
mehr nach dem Gefühl gemacht, ohne dass dadurch die
Sicherheit leidet

Die ReductioD der Positionen und der Hdligkeiten wer-
den beide auf den Zonen-Catalog des Herrn Gould ^egrlm-
det. Nur werden die Grössen der Steme, die auch in da
Uranometria Argentina vorkommen, dieser letzteren Quelle
entnommen. Bei Ableitung der Grössen aus den beobadi-
teten Durchmessern benutze ich die gänzlich empirische
Formel

Grösse = ., , ^^ — v.

C-\- Durchmesser

welche im ganzen sehr befriedigende Resultate gibt. Die
beiden Constanlen B und C werden durch Vergleichung einer
sehr grossen Zahl von Sternen aus den so eben genannten
Quellen für jede Platte besonders bestimmt.

Ausser dem „Catalogo de las Zonas" von Gould wer-
den regelmässig sein „Catalogo General Argentino", ferner
Stone's „Catalogue of 12441 Stars for the epoch 1880",
Oeltzen's Catalog „Argelander's Zonen-Beobachtungen vom
15. bis 31. Grade südl. Dect. u. s. w." und schliesslich der
Lalandc-Baily'sche „Catalogue of those stars in the Hist, CeJ.
Fran^. u. s. w." verglichen. Das definitive Stemverzeichniss
soll für alle in diesen Werken vorkommenden Steme eine Hin-
weisung darauf enthalten. Auch besteht die Absicht noch an-
dere Quellen nachzuweisen in den Fällen, wo der Ort eines
Sterns in den fünf genannten Catalogen nicht vorkommt.
Bis jetzt ist aber in dieser letzteren Hinsicht erst sehr wenig
gethan.

Nachdem in den letzten Monaten des Jahres 1S86 und
den ersten von 1887 der Theil des Himmels von J=— 77030'
bis zum Pol ausgemessen war, konnten die Beobachtungen
nicht vor Mitte November 1887 wieder aufgenommen wer-
den. Seit dieser Zeit sind die Messungen mit Ausnahme
der Zeit von Mitte Juni 1888 bis Ende des Jahres (in wel-
cher Zeit nur etwa während eines Monates beobachtet wer-
den konnte) ziemlich regelmässig fortgesetzt. Die folgende
Uebersicht enthält Alles, was in dieser Zeit erbalten wurde:

2!«

weniger fortgeschritten. Die Ursache davon ist, dass es
aus mehreren GrOnden wQnscbenswerth erschien, die Redne-
tion der Zonen von 50° bis 57° 30' vorläufig nodi aafra-
schieben.

Ganz fertig ist der Catalog der Zonen zwischen — ;8''
und dem Pol, Dieser Catalog ist in den Händen des Henn
Gil!, der daraus die Arbeitstisten fOr die Beobachtung der
Circumpolarsteme südlich von —80" DeclinatioQ ausgeiogai
hat. Ausserdem sind für die Grössenschätzungen nur nod
die Negative südlich von — 72^30' und die innerhalb der
Grenzen iT= — 6z°3o' bis rf=— 67°3o' und a=g^o" bis
a=i6''20™ bearbeitet. Für eine grosse Zahl weiterer Zoom
ist aber schon sehr viel vorbereitet.

Die Reduction der Positionen ist beendet für alle Plal-
ten südlich von — 57° 30' und für eine kleine Zahl vod Ne-
gativen des Gürtels zwischen — 34° und —29°,

Schliesslich wurden der Stone'sche Catalog und Ha-
schel's „General Catalogue of double Stars" (Mem, R.A.S.
Vol. 40), insoferu dieser Sterne innerhalb der Grenzen unse-
rer Durchmusterung enthält, beide vollständig, und der Oel-
tzen'sche Catalog der Bonner südlichen Zonen etwa für inei
Drittel auf 1875 reducirt, während von Lalande's Catalog
etwa ein Viertel der Sterne südlich vom Parallel von — 18*^
fertig gestellt ist.

Zur Beurtheilung der erreichten Genauigkeit sind die
folgenden vorläufigen Werthe der wahrscheinlicbcD
Fehler abgeleitet:

aus 296 Sternen, vertheilt über drei Negative des Gürtels
zwischen 29 und 34 Grad südlicher Declination, w, F. einer
Position (beruhend auf zwei Beob.) in Rectascension und
in Declination bez.

± («32 j: o.'048

oder in Bogen des grössten Kreises

+ o.'oöy + 0/048

Diese Zahlen sind erhalten aus einer Vergleichung der
beobachteten und in gewöhnlicher Art reducirten Positionen
(das Mittel aus zwei Beobachtungen) mit den Positionen des
Gould'schen Zonen - Catalogs, welche für diesen Zweck ab
fehlerfrei betrachtet werden konnten. Der grössere w- F-
für die Rectascensionen ist grösstentheils den Ablesefehlem
zuzuschreiben. Diese Ablesung wird nämlich nur bis auf 1
Zeitsecunde genau gemacht ; eine genauere Ablesung würde
gewiss die Zahl der Versehen sehr stark vergrössert haben.
Ueberdies wird dieser w. F. (im Bogen des grössten Kreises)
kleiner bei grösserer Declination, Im Mittel aller Beobach-
tungen wird daher die Genauigkeit der beiden Coordinaien

210

in noch etwas besserer Uebereinstimmung sein, wiewohl es
nicht wahrscheinlich ist, dass die Genauigkeit der Rect-
ascensionen die der Doclitialionen ganz erreichen wird.

In beireff der Genauigkeit der He Iligkeits Schätzungen
kan^ ich noch kaum ein zuverlässiges Urtheil aussprechen.
Aus der Vergleichung der zwei Messungen von 327 Sternen
auf dem Negative, dessen Mittelpunkt bei (J=— 80° n=io''30"
liegt, wurde für den w. F. einer Stemgrösse (das Mittel aus
zwei Beob,), insofern diese sich aus der Uebereinstimmung
der beiden Messungen beurtheilen lässt, gefunden:

für Sterne <9'?2 w. F. = 0T02 (173 Sterne)

■ » 9,2 —8.6 o . 04 (71 ■■ )

' 8.6—7.9 0-o6 (58 » )

>7-7 0.05 (25 - )

In gleicher Weise gibt das Negativ, dessen Mittelpunkt
die Coordinaten i=—$i°$o' «=2o''48'" hat:

für Sterne <9Ti w, F = OTio (118 Sterne)

- ■ >9.' 0-I3 (78 - )

Es geht schon aus diesen Zahlen hervor, dass die Ge-
nauigkeit der Grössen für verschiedene Negative erheblich
verschieden ausfallen wird. Die Ursachen dieser Erscheinung
sind wohl hauptsächlich die folgenden:

1. Der verschiedene Grad der Schärfe der Bilder bei
verschiedenen Aufnahmen;

2. die verschiedene absolute Grösse der Durchmesser
von Sternen gleicher Helligkeit auf Negativen von verschie-
denen Theilen des Himmels;

3. die grössere oder geringere Uebereinstimmung in den
Durchmessern der Bilder der beiden Platten, die bei der
Beobachtung gleichzeitig gesehen werden. Die Erfahrung
hat gelehrt, dass grössere Unterschiede in den beiden zu
einander gehörigen Bildern einen sehr störenden Einfluss auf
die Genauigkeit der Grössen Schätzungen ausüben.

Indessen hoffe ich bestimmt, dass im Mittel aller Beob-
achtungen der w. F. die Grösse o?i nicht oder nur unmerk-
lich Oberste igen wird.

Eine vorläufige Untersuchung hat gezeigt, dass syste-
matische Fehler, abhängig von der Position eines Sterns
auf dem Negativ, für schwache Sterne gewiss äusserst klein
werden. Für hellere Sterne scheinen dergleichen Fehler

Sternen auf deren Urössen, selbst abgesehen von den syste-
matischen Fehlern, die den verschiedenen Gould'schen Zonen
noch anhaften können. Dieses hat seinen Grund darin, dass
die photographiscben Grössen fast in der Regel sehr be-
trächtlich von den am Fernrohr geschätzten Grössen abwei-
chen. Für die schwächeren Sterne eines Negativs, von denen
gewöhnlich eine grössere Zahl in dem Zonen -Catalo^ vor-
kommt, wird im Mittel diese Ungleich artigkeit unscbädlidi
werden. Die Zahl der helleren Sleme einer Ratte ist aber
oft so klein, dass die Zufälligkeiten in der Vergleicbung von
Durchmessern und Grössen nicht als vollständig elitninirt
angesehen werden könne ""
in der oben gegebenen

messem auf Grössen die

scharf bestimmen lässt, i
weniger der Fall,

Groningen, 28. W

Ephemeriden veri

Von

Die folgenden Epl:
Grundsätzen bearbeitet ,
S. 233 ff. gegebenen für
setzten Untersuchungen
ohne dass die Angaben I
von dem Gatalog A. J. f
bezeichnet wären. In de:
Chandler vorzugreifen scY
habe ich in dieser Bezic
an den Tabellen nichts {
ich auch die mir sehr zw
dcrum nur hier in der E
Chandler's Elementen Min
Sept. 14, Dec. 46, und M

Um jedoch die Beo
nähme in die Ephemeride
stelle ich einen Theil dei
von Herrn C. U. F. Peters
in das Vcrzeichniss einge
die von Herrn Pogson :
täte aus den Madraser Me

221

angegebenen; von den letzteren allerdings nur den kleineren
Theil, da die Mehrzahl mir theils im wesentlichen unverän-
derlich scheint (+8° 292 = V Piscium Argelander*; +19^
705 = UTauri; +1 1^2608 = X Virginis Chambers; — 8<^
5903, bei Hind, Hora XXII, variabilis), theils jedenfalls noqh
genauerer Prüfung (—15° 3621 = Olbers' Stern bei 53 Vir-
ginis) oder gar Identificirung bedarf (S Capricorni Oudemans
= — 19^5892, vielleicht aber soll —19° 5890 oder gar —19°
5893 der von Herrn Hind verdächtigte Stern sein).

Die Positionen dieser Sterne nebst jährlichen Aende-
rungen sind hier durchweg für 1855 angesetzt und bei den
Peters'schen Sternen die Daten für das grösste Licht ganz
wie in den eigentlichen Ephemeriden beigefügt.

Peters'sche Sterne.
3h ,in ,5* _[_igO -,/^ ^^s^g _Qfj*^ jQm Unbekannt

15 38 5 —20 40.1+348 —0.19 u Unbekannt

15 48 4 —17 52.5+343 —0.18 8.9 Jan. o, Oct. 4

15 57 29 —21 20.1+3.52 —0.17 9 Ende April

16 21 12 —19 7.1+349 — o. 1410.11 Nov.?

19 II 7 —21 11.3+3-56+0.10 8 Unbekannt
21 26 27 —14 36.9+3-28+0.26 10 Unbekannt

Pogson'sche Sterne.

4^32™ 3« —63° 19/8 +o?6o +o.'i3 8™ — <i3"S Per. 281*
14 3 55 +20 30.1 +2.94 —0.29 8.7— 12
20 14 28 —16 28.2 +340 +0.19 10.4— <;i2*Per. unbek.

Ferner ist in Madras wiederholt +15° 1825 als Ver-
gleichstem für einen neuen Veränderlichen bestimmt, der also
ungefähr in 8^*20™+ 15^2° zu suchen wäre.

Der Pogson'sche Stern in 14^+20° kommt in den Bon-
ner Cometensucherzonen nicht vor; die Gegend ist in Zone
386 (1854 März 5, Kr.) und 435 (1854 April 24, Kr.) durch-
mustert. Der Stern in 20^ — 16° ist von mir in Z. 77 (1876
Juli 14) als 9?5 beobachtet, und fehlt in Z. 554, 1880 Aug. 5.
Der 13* vorausgehende Stern —16° 5580 ist in Z. 77 9^2,
in Z. 554 9™5 geschätzt.

* für welchen aber 1864 Nov. 29 und 1865 Oct. 24 ein schwa-
cher Nachbarstern genommen ist, der auch 1854 Nov. 23 zu ^arkree
Castle beobachtet wurde (M. C. Vol. IV, p. 49). Da +8^292 1864
Nov. II von Argelander als 7n>i, 1865 Oct. 13 von mir als 7«» beob-
achtet worden ist, so ist seine Unsichtbarkeit zur Zeit der Madras-Be-
obachtungen durchaus unwahrscheinlich.

Vierteljahrsschr. d. Astronom. Gesellschaft. 34. I5

1. Maxima (und ausnahmsweise Minima) veränderlicher
Sterne nach den Rectascenstonen geordnet

Slem

Position 1855.0

Jährliche

Aenderungen

Gr5»sle. Lickl

T Ceti

oh um 26' -20°5i;8

+3W4 +o;33

T Cassiopeiae

25 +54 59-3

3.20

0.33

7.8 Aug. 24

R Andromedae

^^5 +37 464

314

0-33

7 iSepL 9

S Cell

41 -10 7-9

305

0.33

7.8 lAug. 10

T Piscium

19+13 48.0

3.11

0.33

10 trtegulär

U Caisiopeiae

16 +47 17-8

331

0.33

8.9? Unbekannt

U Cephti

39 +81 5.6

4-90

0.33

7 lAlgollypos. Min'

S Cassiopeiae

1 9

4 +71 50-8

4-30

0.32

7.8 Kein Maiinm

S Pii^ciam

0 + 8 q.9

3-12

0.32

8.9 'Juni 22

U .

18 +12 6.4

3.16

0.32

10 [«Jan. ondD«,!

R >

10 + 2 7-9

3-09

0.31

8 >ni '6

S Arietis

, 56

51 +11 49.7

3-2'

0.29

9.10 .Juni 18

R .

I 7

53 +n "-8

3J9

o.iS

8 iMär. 13, Sep. i'

T Persei

' +58 17.3

4-23

0.28

8 lUnbetannl

« Ceti

1 - 3 38.3

3.02

0.28

3.4 Juni 30

8.9 [jan.7. D«.'"!'

S Persei

29 +57 55-2

4-M

0.28

R Ceti

38-0 50.1

3.06

0.3S

8 Jan.l0.Jn,l6,D<.'

U t

46 -13 47-3

2.88

0.27

Jan. 18. SepL S

T Arielis

15 +>& S4.I

3.33

0.26

•Nov. 13

R Persei

3 10

50 +35 'O'

3.79

8-9

Juli 14

T Taari

4 >3

33 +19 n.3

3.49

o-'S

Irregulär

W .

43+15 46.S

3-4'

Unbeitannt

R >

11 + f) 50.1

3.^8

OcL 21

S .

"6+9 37-3

3.38

Dec. 39?

V .

• 43

39+17 "7-4

3.46

0.1 1

8-9

Mai 3, Od l(

R Orioniä

8 + 7 54.3

3-25

• Aug. 6

R Leporis

0 -IS 1.7

2.73

6.7

Juni 12

— Orionis

25+3 ;4."

3.16

0.09

Unbeltanni

R Aurigae

5 5

36 +53 25.0

4.82

0.08

Aug. 17

S .

33 +34 3.1

3.96

0.06

UnbekannI

S Orionis

51—4 48.7

2.96

0.06

Juli 19

T .

43 — 5 34-4

2.94

0.0 s

9.10

UnbekannI

U .

13 +10 8.7

3.56 +0.01

• Dec. 27

t) Geminorum

6 6

8 +22 ii.f,

3.62 — O.Ol

Anm. I

V Jpfonocerolis

n - I 7.6

3.01

O.Ol

Mai 17

T >

H + 7 9.7

314

0.03

R >

15 + 8 51.7

3.18

0.05

9.10

Irregulär

R Lycis

20 +SS 31-6

4.97

0.07

April J4

R Geminorum

37 +" 55-4

3.62

0.08

Juni 20

R Canis min.

7 0

44 +10 14-9

3.30

0.09

7-8

Juni 30

Anm. I. Minima 4'" Mai 3, Dec. 18. ,,

Anm. 2. Jan. 21, Kebr. 17, Man 16, April 12, Mm 9, Juni S. J'" ]

Juli 29, Aug. 25, Sept. 21, Od. 18. Nov. 14, Dec. II, Dec. 38. — MiniiM l' '

8 Tage Trüher.

Stern

Position 1S55

Jährliche

Grössles Licht

R Canis maj.

■jb 120155. _,6

J'.t

+ 2«70

— 0

10 6™

Algollyp. Min. 6.7"'

V Gcminorum

1 +13

21.9

3.37

II 8.9

Sept. 6

U Monocerolis

53 - 9

2S.6

2.86

,2 6.7

Anm. 3

S CanU miD.

S. + 8

37-4

3.26

12 7.8

I"" 5

56 +12

3.0

334

12 910

• Aug. 28

28 + 8

41.9

3.26

'3 9

J«-!. 9

S Geminonim

20 +23

47.1

3.61

3 8.9

• Jan. 25, Nov. 16

36 +24

5.5

3.61

4 8.9

• Sepl. 9

30 +11

31.7

3-56

5 9-10

Irregulär

U Puppn

36.6

2.81

6 8.9

Juli 9

R Cancri

8 8

34 +ii

3-32

8 7

• Ocl. 28

V .

27 +17

44.5

3-43

8 7.8

Sept. .7

u .

28 +19

23.5

3-4S

10 9

Jan. 23, Nov. 24

39 +19

33.2

3-44

21 8

Algollyp. Mia. lO"

S Hydrac

0 + 3

36.8

3-'3

22 8

Febr. 24, Nov. 7

T Cancri

23 +10

24."

3-44

22 8.9

T Hydrae

37 - 8

3S.4

1.92

22 7.8

• Aug. 3

R Lconia min.

9 3fi

SJ +35

10.6

3.62

27 7

Aug. 25

K Leonis

45 +■!

5.9

3.23

7 6

Jan. 30, Dcc, 9

V •

57 +21

57.3

3.36

8 8.9

♦ Unbekannt

U •

10 16

>7 +i4

44-'

323

0 9.10

• Unbekannt

U Hvdrae

24 —12

37-9

2.96

' 4-5

• Unbekannt

R Ursae maj.

19 +69

32.1

4-38

' 7

Juni 12

V Hydrae

35 ->o

28.9

2.91

2 7

■ Unbekannt

W Leonis

58 +U

29.2

3.18

2 9?

R Craieris

26 -.7

32.8

2-95

2 8

Unbekannt

S Leonis

11 3

II + 6

U.9

3-11

! 9-10

Juli 2, Dcc. 39

r .

0+4

10.5

3.08

3 10?

Unbekannt

X Virginis

IS + 9

SI.7

3.08

3 8f

Nova?

R Comae

49 +19

3S-4

3.08

3 7-8

Aug. 33?

T Virginis

12 7

10 — 5

13.8

3-08

3 8.9

Nov. 19

R Corvi

8 -18

26.9

3-09

3 7

Febr. 37, Dec. 41

Y Virginis

IS - 3

37-3

3.08

3 9

Febr. und Sept.?

T Ursae maj.

47 +60

17.2

2.77

3 7-8

Mai 30 [Dec.44

R Virgtoi»

9 + 7

47-2

3-05

3 7

März 38, Aug. 20,

S Ursae mnj.

35 +6'

53.3

2.66

3 8

Aptil 27, Dec. 9

U Virginia

45 + 6

20.6

3-04

3 8

April 31, Nov. 14

w .

13 .8

33 - 2

37.4

3-09

' 9

Anm. 5

19 - 2

25.2

3-09

1 8.9

• Mai 25

R Hydrae

48 —21

31.8

3-27

' 5

• April 12

S Virginis

i6 — 6

26.8

3-13

I 7

Febr. 20

Anm. 3. Jan. 2, Febr. 16, April 2, Mai 18, Juli 2, Aug. 16, Sept. jo,
Nov. 14, Dec. 30. — Minima (7.8"!) 18 Tage früher,

Anm. 4. Minimum 101" im Jan. 1891.

Anm. 5. Jan. 11, Jan. 28, Febr. 15, Man 4, Mär, 41. Ap<\Vl, XptA 2S,
Mai 12, Mai 29, Juni ih. Juli 3, Juli 20. Aug. 6. Auij .,. S^V^. ^°- ^V^'''
Oct. 14, Nov. 1, Nov. 18, Dec. 5, Dec. 23, Dec. 40 ^voiw» l.^o"\ * ^*«'

224

Stern

Position 1855.0

Jährliche
Aendeningen

Grösstcs Licht

R Canum ven.

I3^42"*43'+40°IS'9

+ 2558

— o'30

7.8"»

Unbekannt

RR Virginis

12 — 8 30.0

3.17

0.29

10.='

Jan. 19, Aug. ^

Z »

14 2

33—12 36.9

3.22

0.29

Mai 5

T Bootis

18 4-19 44.7

2.8[

0.28

10?

Nova?

X »

19 +16 58.8

2.84

0.28

s. S. 220

s .

I +54 28.3

2.01

0.28

Febr. 17, Xo?. i«

V .

54 +39 30-5

+2.42

0.27

Juli 6

R Camelopardi

54 +84 29.2

-5-31

0.27

April 27

R Boolis

48 -f27 22.1

+2.65

0.26

April 14, Nov. li,

V Librae

18 —17 1.8

3.32

0.26

9.10

Unbekannt

U Bootis

37 -f 18 17. 1

2.78

0.25

März 23, Sept. \]

T Librae

15 2

28 —19 27.8

3.41

0.23

April I5[?]

Y »

2-5 27.6

3.16

0.23

Unbekannt

U Coronac

17 +32 10.8

2.45

0.22

7.8

Algoltypns. ^ßa.«*

S Librae

4 -19 5'7

3-43

0.22

April 3, Oct. i:

S Serpentis

52 +14 50.3

2.81

0.22

* Febr. i [Maül

S Coronae

29 4-31 53-5

2.44

0.22

April 9

X Librae

50 —20 40.8

3-47

0.21

11?

* Aug. 7

W >

40 —15 41.5

3-37

0.20

II?

Unbekannt

U .

37 —20 42.6

3-48

0.20

* Mai 4

R Coronae

36 +28 36.3

2.47

0.19

Irregulär

R Serpentis

I -1-15 34-6

2.76

'0.19

6.7

♦ Nov. 8

V Coronae

21 +40 0.7

2.14

0.19

7.8

Aug. 5

R Librae

24 —15 48.1

3.39

0.18

9.10

März 29

T Coronae

26 +26 20.1

2.51

0.18

9.10

Nova 1866

R Herculis

43 +18 45-9

2.68

0.17

8.9

Oct 13

X Scorpii

16 0

I —21 8.3

3-52

0.17

10?

* Juli i

W »

18 —19 45.3

3.49

0.16

10. II

J»^^3 ^^ ,.

R .

I —22 35.0

3.56

0.16

April ro, Xo». ••

2 —22 32.0

3-56

0.16

9.10

Febr. 24, Aug. i^

W Ophiuchi

36 — 7 21.3

323

0.15

Mai 28

U ScoqMi

10 —17 31.9

3-44

0.15

Nova 1863?

V Ophiuchi

40 —12 5.5

3-33.

0.14

April 19

U Herculis

23 +19 13.6

2.65

0.14

Jan. 13

T Ophiuchi

27—15 49.2

342

0.13

* Oct. oder D«

S »

55 —16 51. 1

344

0.13

8.9

Febr. 20. Oct n

W Herculis

5 -^17 38.1

+2.12

0.13

Juli 6

R Ursae min.

57 +72 34.4

—0.88

0.13

♦ Unbekannt

R Draconis

17 +67 3.5

+0.14

0.12

7.8

* Aug. 26

S Herculis

18 +15 11.4

2.73

0.1 1

6.7

Aug. 15 ..,^

58 +35 17.4

2.17

O.IO

9.10

Fb.,od.Märzu.V'

R Ophiuchi

27 —15 53.7

3-44

0.09

7.8

^"«' ^* W f.-

U »

17 9

II 4- I 22.6

304

—0.07

Algoltyp. Min.ö,

T Herculis

18 3

37 +30 59.9

2.27

+0.01

7.8

April 22, OcL \ ^

Y Sagittarii

51 -18 55.2

3-53

0.02

Kurze Per. Mint-:

T Serpentis

44+6 12.5

2.93

0.03

9.10

Mai 30

V Sagittarii

54 ~i8 21.5

351

0.03

7.8

Unbekannt

U »

21 —19 13-3

3-53

0.03

KurzePcr.Min.*'»

X Ophiuchi

2S + 8 426

2.87

0.05

Unbekannt

Slcrn

PosLlior. iBss

Jährliche
AenderuDgen

Grösslcs Licht

T AquiUe

■8h 38"

47. + 8

35^7

+ 2188 +o.'o6

9«

Unbekanut

R Bcuti

45 — 5

S'-4

3.2. 0.06

Wenig regelmässig

R AquiUc

13 + 8

0,8

2.89 0.09

• 0«. 25

T Sagitlarii

19 7

Si —17

13-2

3.46 0,10

Nov. 15

33-5

3.52 o.io

Min 22, Dec. 17

57 -'9

17.1

3-5' o-io

Jan. 14, Sept. I

U A<|uilac

33—7

20.3

323 0.12

6-7

Kurie Per.Min.7.8"

R Cye-i

3»

56 +49

52.5

1.61 0.13

Dec. 4

S VulpecuUc

27 +26

S5-7

2.46 0.15

8.9

Aom. 6

X t-ygni

0 +32

33.0

2.31 0.1s

S.6

• Juni 10

S Sagitlac

2h +16

'5-2

2-73 o.iS

S.6

Kurie Per. Min.6.7m

Z Cygni

2: +49

38.5

1.70 0.16

l'i

28 +57

34-2

1.26 0.17

9.10

• April 6

R Capricorni

41.6

3-37 o.'7

April 29

S Aquilae

57 +15

"■5

2.76 0.17

Anro. 7

W Capricurni

57 -"

24-9

3.S4 o-«7

II?

* Febr. und Sept.

R Sjpltae

27 +16

"7-4

2.74 0,18

8.9

Aom. 8

R Dclphitii

55 + 8

39- 1

2.90 0.18

8,9

Juli .2

U Cyßni

7 +47

26.3

+ 1.86 0.19

7.8

Mai 28

R Cpphd

37 +88

Unsicher

S Delphini

24 +16

34-2

+2.76 0.21

8.9

April 29

V Cyeni

38 +47

37-5

1.94 o.Ji

Sept. 6.'

X .

44 +35

4.0

2.35 0.11

6-7

KuriePcr. Min.7.8ni

T Dclphini

38 +15

Si-S

2.78 0.21

8.9

Febr. 22

U Capricoroi

18.8

3-35 o-*2

10. II

Juli 19

RR Cy«nl

3 +44

10.4

2.08 0.22

Unbekannt

T Aquarii

"7 — 5

40.9

3.17 0.22

April 6. Oct. 27

T Vutpeculac

19 +:?

41-5

2.S4 0.22

5.6

KnrMPer.Min.e.?"

Y Cygni

16 +34

6.9

2.39 0-22

AleoUypus. Min. 8""

R Vulpeculac

56 +23

14-9

2.66 0.23

JaD.27,Jn.i4,Nov.O

V Capticorni

9 —14

30-2

3-50 0.24

9.10?

• Mai und OcL

X .

15 -n

55-8

3-45 0-24

• April 28, Dec. 2

T Ccphei

33 +67

54-4

0.82 0.24

Juni 6

T Capricorni

46.4

3.32 0.25

Anl "

■W Cygni

32 +44

43.8

+2.27 0.27

S Ccphei

57 +77

58.2

— 0.60 0.27

U A(]uarii

24 —17

19.4

+3.29 0.29

T Pegasi

49 +n

49-9

2.93 0.29

April 18

R Lacertae

50 +4'

3fi.8

2.65 0.31

' Juli 27

5 Aquarii

20 —21

7.0

3-23 0.32

8.9

Jnli 20

R Pegasi

22+9

45-7

3.01 0.32

7.8

• Oct. 15

13 '3

'3 + 8

7.6

3-03 0.33

7.8

Febr. 19, Dec. 33

R Aquarii

19 —16

S-3

3-'" 0.33

• April 29

V Ceii

39—9

46.1

3.08 0.33

9,10?

' April und Dec.

R Cassiopeiae

5> 4 +50

34-9
Beo

30' 0-33

Dec. 27

Aum. 6.

uchtuagen in

allen

Phasen wichtig.

220

II. Maxima und Minima veränderlicher Sterne

nach der Zeitfolge geordnet.

Jan. o.

9.
10.

12.

13.

14.

15.
18.

19.

^3.
23.
25.
27.
27.
30.
Febr. i?

17-

19.

20.
20.
22.

24.
24.

25-

27.
März I .

4.
8.

9-
12.

^3-

13.
22.

23.
28.

29.
3.

April

S Orionis J//«. April

R Bootis Min,

R Aurigae -^/'«.

S Persei

U Canis min.

S Ursae maj. Min,

R Ceti

T Aquarii Min,

U Herculis

S Sagittarii

S Delphini Min,

U Ceti

R Virginis 3//«.

RR Virginis

U Cancri

U Virginis Min,

S Geminorum

R Vulpeculae

T Ursae maj. Min,

R Leonis

S Serpentis Mai

T Herculis Min,

S Bootis

S Pegasi

S Virginis

S Ophiuchi

T Delphini

S Hydrae

S Scorpii

R Ursae maj. Min,

R Corvi

S Aquilae Min, Juni

R Geminorum Min,

R Canis min. Min,

V Bootis Min,

S Herculis Min,

0 Ceti Min.

R Arietis

R Sagittarii

U Bootis

R Virginis

R Librae

S Librae

6. S Cygni

6. T Aquarii

9. S Coronae

10. R Scorpii

12. R Hydrae

12. R Vulpeculae A/in.

14. R Bootis
15? T Librae

i8. T Pegasi

19. V Ophiuchi

21. U Virginis

22. T Herculis

23. V Geminorum Jltm.

24. R Lyncis

27. S Ursae maj.

27. R Camelopardi

28. X Capricomi

29. S Delphini
29. R Capricorni

29. R Aquarii
3. V Tauri

3. Tj Geminorum J/in,

4. U Librae

5. Z Virginis

10. R Draconis Min,

20, T Ursae maj.

25. V Virginis

27. V Monocerotis

28. W Ophiuchi
28. U Cygni

30. T Serpentis

6. T Cephei

7. R Arietis Min,

8. R Aquilae Afin,
o. / Cygni
2, R Ursae maj.

2. R Leporis

3. R Virginis Min.

4. R Vulpeculae
6. R Piscium
8. S Arietis

20. R Geminorum

21. T Capricorni

Juni

Juli

23?

S Bootis Min.
S Piscium
R Ctsti
R Canis min.
0 Ceti
X Scorpii
S Leonis
W Scorpii
S Librae Jlfiii.
S Canis min.

V Bootis
W Hercülis
U Puppis
R Delphioi

T Arietis Jt/in.

R Leonis Min.

R Pereei

T Hercülis Min.

U Capricomi

S Orion is

S Aquarii

S Aquilae Min.

U Canis min. Min,

R Lacertae

T Hydrae

T Aquarii Min.

V Coronae
R Orion is
X Librae

R Bootis Mia.

S Hercülis

R AuTigae

U Virginia Min.

S Scorpii

R Virginia

S Ceti

R Comae

RR Virginia

S Ursae maj. Min,

R Ophiuchi

T Cassinpeiae

R Leonis min.

R Draconis

T Canis min.

R Vulpeculae Min,

S Sagittarü

Sept. 6. U Hercülis Mu.
6? V Cygni

6. V Ueminorum

8. U Ceti

9. R Andromedao
9. T Geminorum

13. U Bootis

16, R Arietis

17, V Cancri
Oct. 4. T Hercülis

II. S Ophiuchi

11. T Uraae maj. Min.

12. S Librae

13. R Hercülis
15. R Pegasi

19. S Delphini Min.
19. V Tauri
21. R Tauri

23. R Aquilae

27. T Aquarii

28. R Cancri

31. R Vulpeculae
Nov. 5. R Virginis Min.

7. S Hydrae

8. R Serpentis
n. T Arietis

14. U Viiginis

15. T Sagittarii

16. S Bootis

lö. S Geminorum

19. T Virginis

20. R Hydrae Min.

21. R Scorpii

24. R Bootis
24. U Cancri

26. S Virginis Min,
Dec. I ? R Lyncis Min.
i, V Bootis Min,
2. X Capricomi

4. R Cygni

5. S Coronae Min.

8. T Cephei Min.

9. R Leonis

9. S Uraaem ^^

. RC,

<^\.v

17.

R Sagittarii

Dec. 33. K Leporis Mia.

i8.

tj Geminorum Mm.

38. R DracoDis Min.

19.

S Aquilae Min.

39? S Tauri

19=

S Persei

39. S Leonis

24-

R Ursae maj. Min.

41. R Corvi

27-

R Cassiopeia e

43. S Librae Mi».

27.

U Orionis

44. R Virginis Min.

30-

T Hercuüs Min.

45. R Vulpeculae Mi»

33-

S Pegasi

45. U Cygni Min.

Nov. 14

Iq^lO

.'7

lö 19

13 7

9 56

Ö4.'i

3 34

21 12 22 2 5

18 O 24 22 54

14 49 27 19 42

II 38 30 16 31

8 27 33 13 20

Jan. 3 11'' 9" April 12 6''54" Sept. 29 6''i8"

7 10 1 Oct. 3 5 II
II 8 53 Juli o 8 18 7 4 3
15 7 45 4 7 10 II 2 55
19 6 38 862 15 I 47
23 5 30 12 4 54 19 o 39
27 4 22 "63 47 22 23 32
31 3 14 20 2 39 26 22 24

Febr. 426 24 i 31 30 21 16

8 o 59 28 o 23 Nov. 3 20 8
" 23 gi 31 23 15 7 19 o
15 22 43 Aug. 4 22 8 II 17 53
19 21 35 8 21 o 15 16 45
23 20 27 12 19 52 19 15 37
27 19 20 16 18 44 23 14 29

März 3 18 12 20 17 36 27 13 21

7 17 4 24 16 2g Dec. 1 12 14

II 15 56 28 15 21 5 II 6

15 14 48 Sept. 1 14 13 9 9 58

19 13 41 5 13 5 13 8 50

23 12 33 9 II 57 '7 7 4^

27 II 25 13 10 50 21 6 35

31 10 !7 17 9 42 25 5 27

April 499 21 8 34 29 4 19

7 26

Jan. 8 lÖiiss" April 23 2''50" Oct. i 8''32"

"ii 2 14 28 10 20 10

12 2 6 20 7 47

21 13 43 29 19 25

31 I 21 Nov. 873

ti 9 12 59 17 la 41

19 o 37 27 6 18

28 12 14 tjgc. b ^1 56

6 33

Febr. 6
15

548
17 26

25
Min 6

5 4
16 41

4 19

25
April 4

■5 57
3 35

■3

15 12

Sept. 12 9 16

LI 12

23Ö

Jan.

Febr.

März

April

4. J Librae

'12"»

April 13

14'

'53"

JnU 25

6^33"

825

16 16

Aug. I

0 8

7 59

15 50

21 42

7 33

Mai 2

15 24

13 35

23 16

7 7

»9

14 59

22 50

6 41

4 52

14 33

22 24

6 16

Sept. 2

14 7

21 38

5 50

13 4t

Juni I

21 32

19 43

5 24

13 15

21 7

458

12 49

20 41

4 32

12 21

Dec. 2

831

16 «

0 13

Juli I

8 5

15 5'>

2348

7 39

15 30

2T, 22

7 '3

'5 ^

22 56

647

Jan.

April

U CoTonae.

loh o"

Mai

i6>

41»

Sept

23'' 22"

20 51

10 13

7 4J

■3

21 4

18 33

[

7 55

5 24

»9

18 47

16 15

.138

3 7

16 29

13 58

Oct.

3 20

0 49

Juni

14 II

II 40

I 2

22 31

II 53

9 22

22 45

20 13

9 36

7 5

'.9

20 27

■7 56

7 18

4 47

18 9

15 38

Nov.

5 0

2 29

Juli

15 51

13 20

2 43

0 11

13 34

" 3

■3

0 25

21 54

■7

II lö

8 45

22 7

19 J6

8 58

6 27

■3

19 49

■ 7 .8

Dtc

6,1

4 9

Aug

17 3'

■5 ■

4 23

■ 52

IS 14

■2 43

■3

2 5

23 34

12 56

10 25

■7

23 48

21 16

3 57

10 39

8 7

14 49

21 30

1859

8 21

5 50

Sept

April 2

i8»5ä.

Mai

llhjim

Sept. 16

3'50»

6 42

23 11

15 40

1832

Juni

11 1

3 30

6 22

22 51

15 20

18 11

10 40

3 9

6 I

22 30

14 59

■7 51

■3

10 20

Oct. 1

2 49

5 -II

22 10

14 39

17 30

9 59

2 28

5 20

21 49

.4 .8

17 10

9 39

2 3

5 0

21 29

13 58

16 49

9 18

I 47

4 39

21 8

13 37

16 29

Juli

8 58

I 27

4 •<)

20 48

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16 8

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20 27

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■3

8 17

0 46

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20 7

Nov. 2

12 36

■5 27

756

0 25

3 "7

19 46

12 13

15 7

7 36

0 5

2 57

19 26

■I 55

14 46

7 15

■4

23 44

2 36

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i" 34

14 26

Aug

655

23 24

2 l6

■8 45

11 14

■4 5

6 34

23 3

■ 55

18 24

10 53

'3 45

6 14

22 43

1 35

18 4

Dec. 2

10 33

13 24

5 53

22 22

I 14

17 43

10 12

13 4

5 33

22 2

0 54

■7 23

9 52

12 43

5 12

21 41

0 33

'7 2

9 31

12 23

S.pt

4 52

21 21

0 13

16 42

9 II

12 2

4 31

21 0

23 52

16 21

8 50

II 42

4 II

20 40

23 32

16 1

8 30

Minima :

. U Ophiucbi.

I Anfang der Monate.

Ep,

3683 Jan. o ni'i2'!'2

3720 Febr o 11 ,55.9

37S3 Märzo 4 9.0

3790 April o 4 52.7

3826 Mai o 9 28.8

3863 Juni o 10 12.5

3899 Juli o 14 48 5

Ep.

3936 Aug. o \^*'i2'r.

3973 Sept.o lö 1,5..

4008 Ott. o o 44..

4045 Nov. o I 27,1

4081 Dcc. o 6 3.1

4118 Jan. o 6 47..

Multipla der Periode,

16 15

12 23

8 30
4 38
o 46
20 53

:=•

iq-

= 15'

zs-p;

33.3

41.0

48.7

,0-3

4.0

II. 7

19.4

27.0

34.7

42.4

50.0

57-7

5-4

13-0

20.7

28.4

36-0

8. R Conia mtjotia.
Minima zu Anfang <ler Monate.

890 Jan. o 17'' 13'!';
917 Febr.o 9 23.;
942 März 019 i.^
969 April 011 1 1 . I
995 Mai o o 4.(
1023 Juni o r9 30. (
104g Juli o 8 24.^

1076 Aug. o o'' 34'?2
1104 Sept. o 19 59-8
1130 Ocl. o 8 53.7
II 57 Nov. o ^ 5-^

" J^^^.■

q ■ii'^

Multipla der Periode.

3" 15-9

■5'

= 17'

oi.s8-

6 31

4 14-

9 47

■7

7 30.

■3 3

10 46.

i6 19

14 2.

'9 35

17 18.

22 51

20 34-

2 7

23 50

5 23

3 6.

8 39

6 22.

■1 55

9 37-

■5 ■■

12 53-

l8 26

16 9.

21 42

8
»• V

Cygm.

19 25-

Die Periode des sehr un regelmässigen Sterns ist nocb
nicht mit genügender Sicherheit bestimmt, und es ist wich-
tig, denselben unter dauernder Conirole zu halten. Vergl.
Asir. Journal Vol. VIIl, Nr. 185.

S. 68 Z. 19 V. a. statt l8oq lies 1S08

> loS • 16 V. o. > Le »La

• 109 • 8 V, o. • Les publicationü lies La

> 10 V. <i. > paraltront lies parallra.

ViFtteljahtsüchrifl <lei Aülronoini sehen GeselUchan, 14. Jafargang,
3. Heft.

Die Abhandlung
rigen Jubiläum der S
S. 238 nähere Mittheil

Die Versendung
September d. J. von
Beschwerden nulle nii
lichten.

Versammlung der Asi
I8(

Bei der dreizehnt
nomischeii Gei^cllschart
Versammlung ^yifgeiio;
die vollen Rechte de

Boss, Brendel, Bruns, (
Gyldcn, V. Harrdtl, H;
Kreutz, Krueger, Lagr;
Ondemans, l'asquier,
Scliroeter, Seeliger, Sp
Tietjen, Tisserand, Wi

Von den Milglie
iich die Herren Bakhi
anwesend. Die Herr
waren am Krscheiiieii
waren auch von Nichl

Für die offentlicl
die schonen Räume i
zur Verfügung gestellt
berathungcn der Diret
sein Bureau gütigst ci

Herr Gvidun <
10'/, Ühr. Derselbe
merken, dass leider

237

der Geschäftsführung den hervorragendsten Antheil genom-
men haben, von der Versammlung fem gehalten werden.
Die Herren Newcorab und Schönfeld sind durch Gesundheits-
rücksichten am Erscheinen verhindert, während Heer Auwers
zum Zwecke wichtiger astronomischer Arbeiten eine Reise
nach dem Cap der guten Hoffnung angetreten hat. Hierauf
ertheilt er Sr. Excellenz dem Minister für Eisenbahnen, Post
und Telegraphen, Herrn van den Peereboom das Wort. Dieser
begrüsst die Versammlung in Vertretung des verhinderten
Cülttisministers, indem er auf die hervorragenden Leistungen
der Astronomischen Gesellschaft hinweist und an die Ver-
dienste der belgischen Astronomen Quetelet, Houzeau und
Folie erinnert. 'Schliesslich ladet er zur Besichtigung der neu
erbauten Sternwarte bei Brüssel ein und wünscht den be-
vorslehendeu Verhandlungen besten Erfolg. Der Vorsitzende
dankt dem Minister und geht nunmehr zur regelmässigen
Tagesordnung über.

Die genauen statistischen Nachrichten über den Perso-
nalbestand der Gesellschaft können leider nicht gegeben wer-
den, weil die authentischen Zusammenstellungen nicht zur
Hand sind. Sie waren in einer Postsendung enthalten, die
infolge eines Miss Verständnisses nicht nach Brüssel gelangt
ist*. Den seit der Kieler Versammlung verstorbenen Mit-
gliedern widmet der Vorsitzende warme Worte der Erin-
nerung.

Herr Bruns erstattet hierauf als Rendant den (als An-
lage X abgedruckten) Cassenbericht für die Verwaltungs-
periode 1887 — 1H89. Der Rechnungsabschluss ist in üblicher
Weise von zwei in Leipzig wohnenden Mitgliedern (Prof.
Scheibner, Dr. Peter) geprüft und mit den Belägen verglichen
worden. Die weitere Revision übernehmen auf Vorschlag
von Herrn Gould die Herren Harzer und Oudemans, welche

' Der Person enslaad ergibt sich aus folgender ZusammeostenuDg ;
Zahl tler Mitglieder bei EröfTnung der Kieler Versamm-

luDg tV.J.S. 32. S. 266) 306

In Kiel aurgenommen 1S87 Aug. 29 31

• 31 ;_

Am Schlosse der Kielei Versammlung 33«

Seitdem verslotben 11

» freiwillig ausgelrelen . f>

. Mch § II ...gn,«« ; . 1

■ 1 ■ Dicht eingetreten .... . '2 ___

Zahl bei Eröffnung der Brüsseler Versammlut,^
Id Brüssel aufgenommen 1SS9 Sept. 10 . . ^ •

238

das Resultat ihrer Prüfung in einer späteren Sitzung mitthei-
len werden.

Herr Bruns berichtet sodann über die auf der Stern-
warte in Leipzig untergebrachte Bibliothek der Gesellschaft
und legt das Verzeichniss der seit der letzten Versammlang
eingegangenen Druckschriften vor (s. Anlage XI).

Ueber die wissenschaftlichen Publicationen er-
stattet im Namen der Schriftführer Herr Seeliger Bericht.
Seit der Kieler Versammlung sind 8 Hefte der Vierteljahrs-
schrift, welche zusammen 44 Bogen umfassen, zur VersenduDg
gelangt. Die Hauptschwierigkeit, welche sich einem regel-
mässigen Erscheinen der einzelnen Hefte entgegenstellt, be-
steht darin, dass viele zugesagte Beiträge nicht rechtzeitig,
manche auch gar nicht, abgeliefert werden. Diese Erschei-
nung ist indessen leicht erklärlich und hat ihren Grund in
den Verhältnissen, mit denen eine wesentlich kritische Zeit-
schrift zu kämpfen hat. Ihre Erwähnung soll auch niir zur
Entschuldigung dienen, weshalb die Herausgeber nicht eine
grössere Regelmässigkeit in den Publicationen der einzelnen
Hefte einhalten konnten und auch für die Zukunft nicht ver-
bürgen können.

Ein Register über die bisher erschienenen Bände der
Vierteljahrsschrift ist in Vorbereitung. Es besteht der Plan,
dasselbe auf die ersten 25 Jahrgänge auszudehnen und mög-
lichst bald nach Abschluss von Band 25 in Druck zu geben.
Die Bearbeitung desselben hat Herr Generalmajor Dr. v.
Tillo in Petersburg gütigst übernommen.

Von den Quarto-Publicationen liegt zur Herausgabe be-
reit und wird nach der Versammlung an die Mitglieder ver-
sandt werden Publ. XIX:

Ueber die Anwendung der Sternphotographie zu Hel-
ligkeitsmessungen der Sterne von C. V. L. Charlier.

Die Schrift ist der Sternwarte Pulkowa „zum Gedäcbt-
niss fünfzigjähriger Thätigkeit und vielfältigen Zusammenwir-
kens'* gewidmet und das erste Exemplar derselben am 19*
August d. J. bei der Jubiläumsfeier von Herrn SchönfeM
persönlich überreicht worden. Die bei dieser Gelegenheit
an die Sternwarte Pulkowa gerichtete Adresse ist der Schrift
vorgedruckt.

Es folgt ein kurzer Bericht über die Astronomischen
Nachrichten, erstattet vom Vorsitzenden auf Grund des-
jenigen, den der Herausgeber der Astronomischen Nachrich-
ten, Herr Krueger, dem Vorstande übergeben hat. W^
Abonnentenzahl hat auch in den letzten zwei Jahren etwas
zugenommen.

Hierauf findet die Abstimmung über die neuen, vom

239

Vorstande bereits vorläufig aufgenommenen Mitglieder statt.
Sämmtliche 22 vorgeschlagene Herren werden einstimmig auf-
genommen.

Es wird nunmehr die Frage, wo die Gesellschaft im
Jahre 1891 ihre allgemeine Versammlung halten solle, vor-
läufig besprochen. Herr Seeliger ladet die Gesellschaft nach
München, Herr Hartwig nach Bamberg ein. Die Beschluss-
fassung wird für die zweite Sitzung zurückgestellt, damit die
Möglichkeit geboten werde, die beiden Vorschläge in priva-
tem Meinungsaustausch zu besprechen.

Der* Vorsitzende ertheilt hierauf Herrn Folie zu einigen
Mittheilungen das Wort. Herr Folie gibt bekannt, dass es
ihm gelungen sei für diejenigen Mitglieder, welche nach Lüt-
tich oder von da nach Spa oder Paris reisen wollen, be-
trächtliche Fahrpreisermässigung zu erwirken, und ladet zu
zahlreicher Betheiligung namentlich an dem Ausfluge nach
Lüttich ein.

Die Reihe der wissenschaftlichen Vorträge er-
öffnet

1. Herr A. St ein heil. Derselbe zeigt, unterstützt von
bildlichen Darstellungen, wie die Strahlen eines ausserhalb
der optischen Axe eines Objectives gelegenen leuchtenden
Punktes eine zur Axe rechtwinklige Ebene schneiden. Die
Rechnung wurde durchgeführt für das Objectiv des Königs-
berger Heliometers; sie hat gezeigt, wie viel günstiger sich die
Sachlage für möglichst fehlerfreie Objective gestaltet. Hieran
knüpft sich eine Discussion, die von den Herren Herz^ Oude-
mans und Steinheil geführt wird. Auf die Frage des Herrn
Herz, wie rasch die Verzerrungen der Bilder mit der Ent-
fernung von der optischen Axe wachsen, erwidert Herr Stein-
heil, dass sich dies nicht in einfacher Weise angeben lasse,
weil verschiedene Umstände, so u. a. die Krümmung des
Bildes mitsprächen. Auf eine Anfrage des Herrn Oudemans
fügt Herr Steinheil seinem Vortrage noch hinzu, dass er die
Rechnung nur für eine Wellenlänge, nämlich die der Linie
D ausgeführt habe, da dies für die behandelte Aufgabe im
allgemeinen ausreiche.

Der Vortrag ist diesem Berichte als Anlage I angefügt.

2. Herr Bruns erläutert die Anordnung eines kleinen
Werkes, welches demnächst bei Engelmann in Leipzig er-
scheinen wird, nämlich Tafeln für die numerische Auflösung
der Kepler'schen Gleichung, von Herrn Ästrand in Bergen.
Herr Bruns legt die ersten zwei Druckbogen zur Ansicht vor
und knüpft einige Bemerkungen an über die Genauigkeit,
welche diese Tafeln gewähren. Dieselben geben die excen-
trischen Anomalien auf o?ooi für ^ = 0.01 bis ^=1.00, mit

240

dorn Argumente mittlere Anomalie, und zwar von 0° bis 20^
von o95 zu o95, darüber hinaus von i^ zu 1°. Zweck der
Tafeln ist, die Unbekannte direct mit solcher Annäherung
ermitteln zu können, dass eine einmalige Anwendung der
regula falsi zur Auffindung ihres definitiven Werthes genügt.
Die Sitzung wird hierauf bis 2 Uhr vertagt.

3. Herr Hartwig berichtet über die Vollendung des
Baues der neuen Sternwarte in Bamberg und zeigt eine pho-
tographische Abbildung der errichteten Gebäude vor. Die
Beobachtungen konnten bereits vor einigen Wochen begonnen
werden, die feierliche Eröffnung des Institutes ist dagegen
noch nicht erfolgt; sie wird vermuthlich im October d. J,
vor sich gehen können.

4. Herr Lagrange hält einen längeren Vortrag (abge-
druckt als Anlage II) über die Theorie des Erdmagnetismus,
indem er zugleich einige seiner früheren Publicationen über
diesen Gegenstand vorlegt und resumirt.

5. Herr Weiss gibt Nachricht über die neue Ausgabe
der Argelan der'schen südlichen Zonen, welche von der Wie-
ner Sternwarte gegenwärtig veranstaltet wird und von welcher
bereits auf der Kieler Versammlung die Rede war. Eine
Neureduction der Sternörter auf 1850.0 schien, wie zahlreiche I
Nachrechnungen ergeben haben, nicht nothwendig. Das
Hauptaugenmerk war bei der Neu ausgäbe auf die sehr zahl-
reichen Versehen und zufälligen Rechenfehler zu . richten.

Dazu diente einestheils die Vergleichung mit den seit der J

Ausgabe des Oeltzen'schen Catalogs erschienenen Arbeiten ■

über den südlichen Fix Sternhimmel, namentlich den in Bonn
und Cordoba von Schönfeld bez. Gould ausgeführten grossen
Beobachtungswerkeu ; anderntheils directe Vergleichungen mit
dem Himmel, welche auf der Wiener Sternwarte durch den
Vortragenden und die beiden Adjunclen ausgeführt worden
sind. Die Neuausgabe wird die in vielen Fällen gewiss sehr
erwünschte Reduction (Praecession) von 1850.0 auf 1875.0
enthalten. Ferner wird sie, entsprechend den auf der Kieler
Versammlung geäusserten Wünschen, neben der laufenden
Numerirung auch die von Oeltzen eingeführte Nummer an-
geben, um die vielfachen Citate, die sich auf das letztere
Sternverzeichniss beziehen, benutzen zu können. Dass die
älteren Nummern in der neuen Ausgabe an vielen Stellen
völlig durcheinandergeworfen erscheinen, liegt in der Natur
der Sache und ist hauptsächlich eine einfache Folge der vielen
Minuten- und Secundenfehler, welche sich bekanntlich in den
Rectascensionen vorfinden.

Schluss der Sitzung 33/^ Uhr.

241

Zweite Sitzung, September li.

Nach der Eröffnung der Sitzung durch den Vorsitzen-
den um c)^/^ Uhr wird das Protocoll der letzten Sitzung ver-
lesen und genehmigt. Hierauf ertheilt der Vorsitzende Herrn
Weiss das Wort, welcher über den Bericht referirt, den
Herr Kreutz im Auftrage von Herrn Krueger über die Be-
arbeitung der Cometen (s. Anlage IX) dem Vorstande er-
stattet hat. Herr Weiss fügt diesem Berichte mehrere ein-
gehende Bemerkungen hinzu, namentlich über den Biela'schen
Cometen. Dr. v. Hepperger von der Wiener Sternwarte hat
eine Untersuchung angestellt, welche die früheren Erschei-
nungen dieses Cometen, wo dessen Periodicität noch nicht
erkannt worden war, mit den neueren in Verbindung bringen
soll. * Herr Weiss selbst hat durch die Berechnung des Ra-
diationspunktes von Meteoren, welche die Bahn des Pogson-
Klinkerfues'schen Cometen beschreiben, und unter der Vor-
aussetzung, dass diese Bahn die Erdbahn kreuze, die Ueber-
zeugung gewonnen, dass der genannte Comet mit dem Biela'-
schen nicht identisch sein könne. Zum Schluss seiner Aus-
einandersetzungen spricht Herr Weiss noch den Wunsch aus,
dass künftighin dem Cometen - Berichte die Elemente jener
Cometen beigefügt werden möchten, welche während der Be-
richtsperiode einer definitiven Bearbeitung unterzogen worden
sind. Auch stellt er der Redaction des Berliner Jahrbuches
zur Erwägung anheira, ob es nicht jetzt, wo .der neu ver-
folgte Plan, welcher bei der Bearbeitung der kleinen Plane-
ten zur Durchführung gelangt ist, eine nicht unbedeutende
Arbeitsentlastung mit sich gebracht hat, möglich wäre, von
jener S^ite aus sich an der Berechnung von Cometen zu be-
theiligen, bez. solche Arbeiten anzuregen.

Die Tagesordnung führt nun zur Berichterstattung über
das Zonenunternehmen der Gesellschaft. In früheren
Versammlungen wurden die Berichte der einzelnen betheilig-
ten Sternwarten in extenso vorgelesen. Der Vorsitzende hält,
im Einverständniss mit den übrigen anwesenden Vorstands-
mitgliedern, dies nicht für nöthig, da diese Schriftstücke in
der Vierteljahrsschrift zum Abdruck gelangen (s. Anlagen VI
und VII). Sollte indessen irgend jemand aus der Versamm-
lung die Vorlesung aller oder auch einzelner vorliegenden Be-
richte wünschen, so werde dies geschehen. Im andern Falle
wird Herr Bakhuyzen, der hierzu von dem Vorstande beauftragt
worden sei, auf Grund einer von Herrn Auwers eingesandten
Darstellung und einiger später eingegangenen Berichte von
Theilnehmern, eine zusammenfassende Uebersicht über den
Stand der Angelegenheit geben. Da sich niemand für eine

242

Verlesung der Berichte ausspricht, ertheilt der \
Herrn Bakhiiyzen das Wort.

Die eingelaufenen Berichte über die Beobacht
nördlichen Zonen (Anlage VI) lassen erkennen,
als in der Hauptsache abgeschlossen betrachtet w«
fen. Die grössere Anzahl der betheiligten Sternv
die Beobachtungen vollkommen abgeschlossen, um
einigen der zur Vertheilung gelangten Zonen sind
Visionsbeobachtungen nothwendig. Mehrere Betheil
die Beobacbtungsergebnisse bereits publicirt, und
Sternwarten ist das Ca talogmanu Script bereits de:
übergeben. Am weitesten vorgeschritten erscheint
beitung der Zone 5°— 1° (Albany). Der Catalog
im Satze vollendet, und nur der Umstand, dass der
Herr Boss, seinem Werke noch einen sehr werthvoUen An-
hang, die Vergleichung mit älteren Stern Verzeichnissen anfö-
gen will, hat die gänzliche F
des Zonencataloges verzögert,
nigen Monaten zu erwarten,
des Cataloges der Helsingfori
diehen. Kurz vor der Versa
sionen O*" — 16'' abgesetzt, so
Band in wenigen Monaten er
der Druck der Zone 55° — 50
und zwar voraussichtlich bere

Der Fortgang des südl
ist ebenfalls ein durchaus erfi
ten vergl. Anlage VII. Der
mental -Catalog findet sich A.
den in Leiden und Strassburj
Cataloge noch einzuverleiben^
berichten, dass die letztere t
ihre Reduction weit gediehen
unaufschiebbarer anderweitige
fenden Meridian Instrumentes
werden konnte.

Was die Beobachtung 1
so sind diese in folgender Wi

Strassburg

Wien (v. Kuffner'sche St

Cambridge U, S.

Washington

Algier

Auf vier von diesen Ste
im Gang, während sich diese I

rfium (ier Vorbereitung befindet. Für Strassburg und Wien
können die in Anlage VII gegebenen Berichte auch durch die
in Heft 2 d. B. abgedruckten Jahresberichte ergänzt werden.

Im Anschluss an die Darlegungen des Herrn Bakhuy-
zen legt Herr Krueger die Druckbogen 21 — 23 des Hel-
singfors - Gothaer Zonencataloges der Versammlung zur An-
sicht vor.

Hierauf berichtet Herr Seeliger im Namen der Cora-
mission zur photometrischen Beobachtung def Fixsterne. Die
Hoffnungen, welche auf der Kieler Versammlung an den ein-
gehenden von Herrn Dr. Wolff in Bonn eingesandten Bericht
geknüpft werden konnten, haben sich leider nicht erfüllt.
Herr Wolff ist durch eine langwierige Krankheit, deren An-
fange bis zur Zeit der Kieler Versammlung reichen, von allen
Beobachtungen völlig abgehalten worden. Indessen mödite
es doch begründet sein die Hoffnung auszusprechen, dass es
Herrn Wolff in nicht zu langer Zeit möglich sein werde,
seine schöne Beobachtungsreihe fortzusetzen und zu Ende
zu führen.

Ueber die photomelrischen Arbeiten, welche auf der
Sternwarte Cambridge (U. S.) zur Ausführung gekommen sind,
hat Herr Pickering einen Bericht eingesendet. (S. An-
lage VIII).

Im Anschluss an das Vorstehende erwähnt noch Herr
Secliger, dass die Frage der Nomenciatur der Verän-
derlichen durch die bekannte Publication des Herrn Chand-
I e r zu einem wenigstens vorläufigen Abschlüss gelangt ist/
Ks sprechen die triftigsten Gründe dafür, die dort gebrauchte
Bezeichnung und mit geringfügigen Ausnahmen auch die dort
angeführten Elemente für die Lichtwechsel einfach zu accep-
tiren, und die Zusammenstellungen und Jahresephemeriden,
welche die Viertel Jahrsschrift zu bringen pflegt, sind deshalb
auch in letzter Zeit nach diesem Gesichtspunkte ausgeführt

Den nächsten Gegenstand der Tagesordnung bildet die
Wahl des Ortes für die nächste Versammlung. Von den
beiden in der letzten Sitzung in Vorschlag gebrachten Orten
wählt die Versammlung mit grosser Majorität München.

Der Vorsitzende ertheilt hierauf Herrn Nyren das Wort,
welcher das folgende Schreiben des Herrn O. v. StiMve
verliest.

An die Astronomische Gesellschaft,

Im Namen der Pulkowaer Sternwarte beehrt sicli der
Unterzeichnete der Astronomischen Gesellg-^t^^^i Äeti tiefge-
fühlten Dank für die freundliche Begrüssnj^ ^^isi.aafiec\ven,
welche der Sternwarte, bei Gelegenheit det -^ -„t *'^*'^ S'^V*'"

245

Durch die grosse Periheldistanz (^ = 2.508), die vor der
Jupiternähe stattfindet, ist es erklärlich, dass der Comet vor
1875 nicht beobachtet worden ist. Schon früher wurde (A, N.
Nr. 2632) eine denselben Gegenstand betreffende Untersuchung
veröffentlicht, die übrigens nur eine ganz beiläufige Annäherung
sein wollte. Auch die Resultate der gegenwärtigen Unter-
suchung sind noch recht unsicher, weil die Kenntnisse über
die jetzige Bahn des Cometen noch nicht als definitive ange-
sehen werden können und die ausgeführten Rechnungen na-
türlich von ihnen wesentlich abhängen.

Im Anschluss an diesen Vortrag macht Herr Bruns die
Bemerkung, dass es bei sehr grosser Annäherung eines Co-
meten an Jupiter wohl nothwendig werden könne, auf die
Fehler der der Rechnung zu Grunde gelegten Tafelwerthe
für den Ort dieses Planeten Rücksicht zu nehmen. Man
könnte dies in allerdings weitläufiger Weise dadurch erreichen,
dass man empirische Correctionen der benutzten Tafeln für
die fragliche Zeit aus den vorhandenen Beobachtungen ableite.

3. Herr Bruns legt ein terrestrisches von Professor
Bruno Hasert in Eisenach construirtes Fernrohr vor und be-
spricht dasselbe kurz. An der hieran sich anschliessenden
Debatte betheiligen sich die Herren Oudemans, Folie und der
Vortragende.

4. Herr Perrotin macht eine Mittheilung über Beob-
achtungen, welche mit dem grossen Refractor in Nizza an
dem Planeten Uranus angestellt worden sind. (S. Anlage III.)
Es wurden zu verschiedenen Malen parallele Streifen gesehen,
ähnlich denen auf Jupiter. Der Positionswinkel ihrer Rich-
tung war sehr nahe derselbe, wie derjenige der Ebene, in
welcher sich nahezu alle vier Trabanten bewegen. Die an-
gestellten Durchmesser-Bestimmungen ergaben, dass in dersel-
ben Richtung der grösste Durchmesser sich befinde, und es
ergaben sich für die Abplattung des Planeten Werthe, die
grösser als V20 waren. Es gelang bisher nicht, aus der Ver-
änderung der genannten Streifen die Rotationszeit des Pla-
neten festzustellen , jedoch ist Hoffnung vorhanden , dass
dies beim weiteren Verfolgen dieses Gegenstandes gelingen
werde.

An diesen Vortrag schliesst sich eine kurze Discussion,
die von den Herren Tisserand, Becker und dem Vortragen-
den geführt wird. Herr Tisserand sieht mit Vergnügen in
den Resultaten des Herrn Perrotin eine Versöhnung zwischen
Theorie und Beobachtung. Einige Astronomen wollten ge-
funden haben, dass der Aequator des Uranus mit der Ebene,
in welcher sich die Trabanten bewegen, einen beträchtlichen
Winkel bilde. In diesem Falle aber müssten sich infolge

24^

der Abplattung des Uranus, wenn diese nur merklich ist,
die Bahnlagen der Trabanten ändern, uijd zwar jede in an-
derer Weise. Es ist wenig wahrscheinlich, dass diese Bahn-
ebenen gegenwärtig vollständig coincidiren. Wenn aber der
genannte Winkel klein ist, so werden die Bahnebenen immer
sehr nahe mit dem Uranusäquator zusammenfallen, wie es
auch die Beobachtungen von W. Herschel im Vergleich mit
denen von Newcomb anzuzeigen scheinen.

5. Herr Brend.el erläutert an Zeichnungen ein neues
Mikrometer, welches von Herrn Dr. Wellmanrt in Berlin er-
funden worden ist (s. Anlage IV). Leider ist der Vortragende
nicht in der Lage ein Exemplar dieses Instrumentes der Ver-
sammlung vorzuzeigen, weil die erwartete Zusendung eines
solchen nicht erfolgt ist. Das Mikrometer, über welches be-
reits in den Astronomischen Nachrichten eine kurze Notiz
erschienen ist, besteht, sich anlehnend an ältere Versuche,
die aber Herrn Wellmann zum Theil nicht bekannt waren,
im wesentlichen aus einem doppelt brechenden Kalkspalh-
prisma, welches vor dem Ocular eines Fernrohres angebracht
die im Brennpunkt desselben befindlichen Fäden doppelt ab-
bildet. Die Entfernung dieser beiden Fadenbilder kann durch
Drehung des Prismas innerhalb enger Grenzen verändert
werden, und da die Beziehung zwischen Drehungswinkel und
Entfernung bekannt ist, so ersetzt dieses Instrument die An-
gaben der messenden Schraube eines Fadenmikrometers durch
die Ablesung eines Drehungs winkeis. ,

Zum Schlüsse macht Herr Bruns darauf aufmerksam,
dass der den Astronomen durch seine Leistungen bekannte
Clark'sche Refractor des verstorbenen Mitgliedes R. Engel-
mann verkäuflich ist. Es wäre wünschenswerth, wenn dieses
schöne Instrument wieder wissenschaftlichen Zwecken dienst-
bar gemacht werden könnte, und namentlich ist es auch der
Wunsch der Wittwe, dass es in die Hände eines astronomi^
sehen Beobachters oder in den Besitz eines wissenschaftlichen
Institutes gelange.

Schluss der Sitzung V'^ 12 Uhr.

Dritte Sitzung, September 12.

Nach Eröffnung der Sitzung um 10 Uhr Vormittags
wird das Protocoll der zweiten Sitzung verlesen und nach
einigen kleineren Aenderungen genehmigt.

Der Vorsitzende legt mehrere eingegangene kleinere
Druckschriften vor, ferner zwei werthvoUe Geschenke von
Herrn Lancaster, Bibliothekar der Sternwarte Brüssel:

248

Die Herren Gyld^n und Weiss sind somit gewählt und
nehmen die Wahl dankend an.

4. Wahl eines Mitgliedes des Vorstandes auf 2 Jahre.
Abgegeben werden 36 Stimmzettel, Davon fallen

31 Stimmen auf Herrn Tisserand,

3 . . . NjTen,

I Stimme - > Backlund,

1 » . . Gould.

Herr Tisserand nimmt die Wahl mit Dank an,

5. Wahl eines Vorsitzenden auf die Amtsdauer von 2 Jahren.

Der Vorsitzende verliest den betreffenden Paragraphen
der Statuten und fügt dem folgendes hinzu. Leider müsse
er diesen Wahlgang mit der Erklärung einleiten, dass der
bisherige langjährige Vorsitzende der Gesellschaft, Herr Au-
wers, in einem an den Vorstand gerichteten Schreiben auf
das bestimmteste den Wunsch ausgesprochen habe, nicht
mehr gewählt zu werden. Wenn auch diese Willensmeinung
mit aufricbligem liedauern nicht nur vom Vorstande, sondern
voraussichtlich auch von der Versammlung entgegengenommen
werde, so sind die Krklürungen des Herrn Auwers so be-
stimmte, dass sich <He Gesellschaft wohl wird in das Unver-
meidliche fügen müssen. Um indessen der Versammlung
selbst die Ueberzeugung zu verschaffen, dass die Erklärungen
des Herrn Auwers nicht die Hoffnung aufkommen lassen, es
konnte eine Wiederwahl doch vielleicht von ihm angenom-
men werden, lässt der Vorsitzende die betreffenden Sätze aus
dem erwähnten Schreiben an den Vorstand vom Schriftführer
zur Verlesung bringen.

Nunmehr erfolgt die Wahl. ¥.s werden abgegeben 37
Stimmzettel. Es erhäh

27 Stimmen Herr Gylden,

4 > > Bakhuyzen,
4 ' - Tisserand,

2 - . Weiss.

Herr Gylden nimmt die Wahl dankend an und ernennt
nach § U), da Herr Auwers gebeten habe von seiner Person
absehen zu wollen, Herrn Bakhuyzen zu seinem Stellvertreter.

Der Vorstand besteht somit aus den Mitgliedern ;
Prof. H, Gylden in Stockholm, Vorsitzender,
Prof. H, G, van de Sande Bakhuyzen in Leiden, dessen Stell-
vertreter,
Geh. Rath A, Auwers in Berlin,
Herr F. Tisserand in Paris,
Prof. E. Weiss in Wien,
Geh. Rath E. Schönfeld in Bonn, Srhrififührer,

Prof. H. Seeüger in München. Schriftführer,
Prof. H. Bruns in Leipzig, RcDtlaat.

Hierauf werden ilie wissenschaftlichen Vorträge

fortgesetzt.

1. Herr Bredichin hatte an den Vorstand ein Manu-
script „QuelqUL's propri^tes remarcjuables des courants mctco-
riques" übersandt mit dem Wunsche, dasselbe in dem Ver-
sammlungsbericht in der Vierteljahrsschrift aufgenommen zu
sehen, Herr Tisserand legt dieses Manuscript der Versamm-
lung vor, indem er kurz den wesentlichen Inhalt desselben
vorführt. (Abgedruckt als Anlage V).

2. Herr Marcuse macht eine Mittheilung über plötz-
liche Niveaustörungen, welche er auf der Berliner Sternwarte
beobachtet hatte. Als Ursache dieser Störung iiess sich mit
grosser Sicherheit ein Erdbeben in Asien nachweisen. Als
Geschwindigkeit, mit der sich die Krdbebenwelle fortpflanzte,
ergab sich sehr nahe die Geschwindigkeit des Schalles in
festen Körpern. Der Vortragende macht femer darauf auf-
merksam, dass kleine Erderschütterungen, welche sich in klei-
nen Niveau Störungen zeigen, sehr häutig auftreten mögen unii
die Beobachtungsresultate, bei denen die Angaben des Ni-
veaus mitspielen , beeinflussen können. Es sei deshalb wQn-
schenswerth und nicht unwichtig, sclbstregistrirende Libellen
;iufzustellen, welche diese Anomalien zu überwachen gestatten.

3. Herr Montigny (nicht Mitglied der Gesellschaft)
rrhält das Wort zu einem Vortrag iiber seine bekannten Ar-
beiten über die Scintillation der Sterne. Er hatte die Freund-
lichkeit, den Mitgliedern Separatabzüge seiner in den Schriften
der Brüsseler Akademie erschienenen .arbeiten zur Verfügung
zu stellen, und resumirt die erhaltenen Resultate. In be-
sonders eingehender Weise spricht er über den Einflüss,
welchen die meteorologischen Elemente auf das Phaenomen
der Scintillation haben, und erklärt den von ihm construirten
Apparat zum Studium dieser Erscheinung, sein „Scintiliome-
ter". Ein an ein Fernrohr angebrachtes Exemplar dieses
Apparates wird hierbei der Versammlung vorgezeigt. Im
Anschluss hieran erwähnt Herr Callandreau, dass ein Wiener
Gelehrter, Herr Pernter, Beobachtungen über Scintillation
auf hohen Bergen (Sonnblick) angestellt habe. Derselbe wurde

250

Stellung aller in Frage kommenden Eigenschaften des Phae-
nomens des Durchganges eines künstlichen Sternes durch das
Fadennetz eines Fernrohres gestattet. Jetzt, wo sich die
vielfachen Versuche, die mit diesem Apparate angestellt wor-
den sind, bewährt haben, könne er ihn den Astronomen em-
pfehlen. Der Vortragende zeigt den in Leiden benutzten
Apparat vor und erläutert denselben eingehend.

Ein Vorzug der getroffenen Einrichtung dürfte es sein,
dass die Geschwindigkeit, mit der sich der künstliche Stern
durch das Gesichtsfeld bewegt, innerhalb sehr weiter Gren-
zen variirt werden kann. Man kann die Geschwindigkeit er-
zeugen, die ein Aequatorealstem zeigt, und es ist möglich
dieselbe zu vermindern bis zu derjenigen von Sternen, deren
Declination = arc sec 60 ist. Mit Hülfe von zwei Spiege-
lungen können auch Beobachtungen mit gegen den Horizont
geneigtem Fernrohre angestellt werden, und zwar ist es mög-
lich sich innerhalb Höhen von +60^ zu bewegen.

Herr Becker fragt, ob in Leiden auch Versuche, ähn-
lich wie es Herr Bigourdan in Paris gethan hat, angestellt
worden sind, die dahin gingen, den künstlichen Stern durch
bewegte Luftraassen auch in Bezug auf Unruhe den natür-
lichen Sternbildern ähnlich zu machen. Herr Bakhuyzen be-
merkt, dies sei nicht nöthig gewesen, weil diese Aehnlich-
keit schon von selbst sehr gross gewesen sei. Die Licht-
quelle, welche den künstlichen Stern erzeugte, war nämlich
dieselbe, welche die Mire des Leidener Meridiankreises bil-
dete. Die beträchtliche Entfernung derselben vom Instru-
mente aber hatte eine nicht unbedeutende Unruhe der Bilder
zur Folge, die gewiss nicht geringer war als die, welche den
wirklichen Sternbildern im allgemeinen anhafte.

5. Herr Gylden legt eine Arbeit über die Theorie der
Bewegung der kleinen Planeten vor, die im Anschluss an
seine allgemeinen Untersuchungen Herr Masal ausgeführt
hat. Die Abhandlung ist im Drucke bereits vollendet und
führt den Titel: „Formeln und Tafeln zur Berechnung der
absoluten Störungen der Planeten", sie wird in kurzer Zeit
versandt werden. Ebenso wird sehr bald eine zweite Arbeit
aus demselben Gebiete der theoretischen Astronomie ausge-
geben werden, deren Verfasser ebenfalls ein Schüler des Vor-
sitzenden ist. Herr Brendel hat nämlich eine Anwendung
der absoluten Störungstheorie auf die Bewegung des Plane-
ten Hestia durchgeführt.

Der Vorsitzende fügt nun diesen Auseinandersetzun-
gen die Bemerkung bei, dass er die Theorie der kleinen
Planeten auch deshalb hier zur Sprache gebracht habe, um
die Frage zur Erörterung zu bringen, wie die in der That

25»

schwierige Sachlage, welche durch das massenhafte, durch '
die vielen Neu -Entdeckungen so Oberaus stark angewachsene
Material herbeigeführt worden ist, zu behandeln sei. Es wäre
im höchsten Grade erwünscht, wenn aus der Mitte der Ver-
sammlung recht zahlreiche Meinungsäusserungen erfolgen möch-
ten, um so zur Klärung dieses wichtigen Gegenstandes bei-
zutragen. Er bittet also an der in Anregung gebrachten De-
batte recht lebhaften AntheJI zu nehmen.

Herr Weiss glaubt, dass es wünschenswerth und in
jeder Beziehung wichtig wäre, wenn die Redaction des Ber-
liner astronomischen Jahrbuches, die ja ku der Frage bereits
Stellung genommen habe und deren Meinung in jedem Falle
von hervorragendem Einflüsse sein werde, sich äussere. Dar-
auf ergreift Herr Tietjen das Wort,

Die Redaction des Jahrbuches hat ihre Ansichten bereits
ausgesprochen (Berliner Jahrbuch für i8go), und etwas Wesent-
liches wäre dieser wohl als allgemein bekannt vorauszusetzen-
den Publication nicht hinzuzufügen. Danach hatte sich das
Jahrbuch fflr die nächsten Jahre die Aufgabe gestellt, eine
tiefer gehende Bearbeitung des bis jetzl vorhandenen Mate-
riales anzustreben, während die neueren Entdeckungen ferner-
hin nur so weit Berechnungen erfahren werden, als dies auch
für andere wichtige astronomische Untersuchungen von Be-
lang sein könnte. Die Vorausberechnungen werden von nun
ab im allgemeinen nur für solche Planeten geliefert werden,
weiche i) der Erde nahe kommen und sich daher zur Paral-
laxenbestimmung besonders eignen, 2) dem Jupiter nahe kom-
men und daher zur Bestimmung der Jupitermasse verwendet
werden können, 3) eine grössere Helligkeit erreichen und
demzufolge u. a. filr photometrische Zwecke von Werth sein
können. Es ist dabei selbstverständlich, dass einzelne Aus-
nahmen, sei es auf Wunsch von betheiligter Seite, sei es
aus dem Grunde, dass der betreffende Planet aus Rücksich-
ten, die sich nicht unter die obigen drei Fälle subsumiren las-
sen, von erheblichem Interesse wird, stets, soweit dies mög-
lich, gemacht werden sollen. Was die Neu - Entdeckungen
betrifft, so werden diese, abgesehen von der a. a.O, in Aus-
sicht gestellten Sammlung des Beobachlungsmateriales, jeden-
falls so weit beachtet werden, dass man den neuentdeckten
Planeten auf seine Neuheit untersuchen, bez, seine Identität
mit einem bereits bekannten feststellen können wird. Auch
wird CS von Wichtigkeit sein zu untersuchen, ob ein solcher
neuer Planet nicht etwa in eine der drei oben erwähnten

♦ in einem commensurabeln Verhältnisse zu der des Jupiter
steht. Solche Verhältnisse sind von erheblichem Interesse
für die Theorie der absoluten Störungen, wie dies wohl die
zahlreichen neueren Arbeiten, welche sich an die allgemeinen
Untersuchungen von Herrn Gylden angeschlossen haben, be-
weisen dürften. Dieser Meinung schliessen sich die Herren
Gylden und Harzer an, während Herr Tietjen erklärt,
dass er die Wichtigkeit dieser Fälle für die Theorie in keiner
Weise bestreiten wolle. Das Jahrbuch werde, wie es ja
auch schon früher die Absicht gewesen sei, diesen Punkt
nicht aus dem Auge verlieren.

Herr v. Haerdtl fragt an, ob es möglich sei bereits
anzugeben, Wie viele Planeten ungefähr nach dem neuen Plane
Vorausberechnungen erfahren werden. Auch scheine ihm die
Identificirung neu entdeckter Planeten, bez. Constatirung ihrer
Neuheit keine leichte Aufgabe zu sein, wenn man erst den
neuen Plan durch längere Zeit verfolgt haben werde. Herr
Tietjen ant'wortet hierauf, dass er die erste P>age direct
zu beantworten noch nicht in der Lage sei. Die Schwierig-
keit, über die Neuheit eines gefundenen Planeten zu ent-
scheiden, halte er aber für nicht so bedeutend, und hoffe er,
dass sich dieser Theil der Aufgabe durchführen lassen werde.

Herr Perrot in ist der Ansicht, dass die Angelegenheit,
um welche sich die Discussion bewege, von so grosser Wich-
tigkeit sei, dass sie wohl verdiene eingehend und von ver-
schiedenen Seiten aus überlegt zu werden. Wenn auch schon
eine Debatte, wie die heutige, die Sache ohne Frage fördere,
so möchte er doch bitten, derselben ein eingehendes Studium
zu widmen. Am zweckmässigsten würde ihm erscheinen, dass
eine Commission gebildet werde, welche diese wichtige Frage
eingehend zu berathen hätte.

Herr Gylden schliesst sich der Meinung des Herrn
Perrotin durchaus an. Auch er sei der Ansicht, dass eine
Commissionsberathung in diesem Falle von grossem Werthe
sein werde, und verspricht, dass der Vorstand die gegebene
Anregung nicht vergessen und in nähere Erwägung ziehen
werde.

Da sich niemand mehr zum Worte meldet, erscheint
die Tagesordnung erschöpft.

Der Vorsitzende spricht den Dank der Versammlung
allen denen aus, w^elche durch ihre wissenschaftlichen Mitthei-
lungen sich verdient gemacht haben, in erster Linie aber
Herrn Folie und den übrigen Astronomen der Brüsseler Stern-
warte, durch deren Fürsorge das Gelingen dieser Versamm-
lung herbeigeführt worden ist. Herr Folie antwortet, dass
er sich der Astronomischen Gesellschaft zu Dank verpflichtet

Anlagen zum Bericht über die Versammlung
der Astronomischen Gesellschaft zu

Brüssel 1889.

A. Wissenschaftliche Vorträge,

Ueber die Vertheilung des Lichtes in seitlich von der

Axe gelegenen Sternbildern und den Einfluss der

Construction des Objectives hierauf.

Von Dr. A. Steinheil.
(Vorgetragen in der Sitzung am lO. September 1889)

Bei der Wahl der Construction für Objective, mit wel-
chen Sternkarten hergestellt M-erden sollen, ist, wie auch bei
jenen, mit welchen genaue Messungen auszuführen sind, be-
sonders darauf zu sehen, dass die Bilder, die sie entwerfen,

i) deutlich und
2) correct
gezeichnet seien. Ersteres wird erreicht, indem die Kugel-
gestalt- und Farbenfehler gehoben werden; letzteres durch
richtiges Legen der Hauptpunkte.

Während zu jeder Crownglaslinse eine Flintglaslinse ge-
rechnet werden kann, welche Kugelgestalt- und Farbenfehler
hebt, existirt nur eine Crownglaslinse (für bestimmte Glas-
arten), bei welcher die Hauptpunkte richtig liegen.

Letzteres ist dann der P'all, wenn sie auf einer Sphäre
liegen, welche, mit der wahren Brennweite als Radius, aus
dem Brennpunkte durch den Hauptpunkt gezogen werden
kann.

Dass diese Bedingung (welche mit der sogenannten Si-
nusbedingung zusammenfällt) die richtige ist, um correct ge-
zeichnete Bilder zu erhalten, lässt sich zahlenmässig nach-
weisen, und es folgt weiter aus diesen Rechnungen, dass
die Form der Crownglaslinse, welche die Construction des

255

Objectiva bedingt, genau getroffen sein muss, wenn volle
Correctheit des Bildes in Bezug auf Zeichnung verlangt wird.

Diese Bedingung lässt sich, sowohl mit Crown als mit
Fünt voraus, erfüllen, und gibt ersterer Fall ungefähr die
Form, die Fraunhofer für seine grossen Objective gewählt hat,
Directe, von Fraunhofer herrührende Angaben über Bre-
chungscoefficienten, Halbmesser und Dicken sind vorhanden
für das Königsberger Heliometer- Objectiv, welches iub des-
halb der vergleichenden Berechnung über den F.infliiss der
Construction auf die Bilder seitlich der Axe zu Grunde- le-
gen will.

Die Wahl der Farbe, für welche diese Untersuchung
zu führen ist, bedingt der Zweck, dem das Objectiv dienen
soll ; für Objective zum Photographiren wird ein violetter
Strahl, für solche zu optischen Beobachtungen ein gelber zu
wählen sein. Um den Einfluss der Construction klar zu er-
kennen, rechnen wir nur für eine Farbe, und zwar für die-
jenige, die der Linie D entspricht.

Die Elemente für das Königsberger Heliometerobjec-
tiv sind:

Brechung des Crownglases log» = 0.1844444.
» » Flintglases logn'= 0.2146110

Halbe wirksame Oeffnung 35.1 par. Linien
Erster Halbmesser 838.164 OZ \

Crowndicke 6.0 > Crown

Zweiter Halbmesser 333-768 UZ \

Abstand zwischen den Linsen 0.0
Dritter Halbmesser 340.536 UZ 1

Fiintdicke 4.0 \ Flint

Vierter Halbmesser 1172,508 UZ^

Das beigesetzte OZ (oberes Zeichen) bedeutet, dass
die convexe Seite der Fläche dem aulTallenden Lichte zu-
gekehrt ist. Wo UZ (unteres Zeichen) steht, ist die concave
Seite der Fläche dem auffallenden Lichte zugewendet. Bei
diesen Elementen ergeben sich die Vereinigungs weiten
für den Randstraht 1127.6587
. . ','3 . 1127.6872

,- • Axenstrahl 1127.7121
somit ein Kugelgestaltfehler = 0.0534 Linien nicht compensirt.

256

Linien. Dieser Fehler würde noch grösser erscheinen, wenn
der Kugelgestaltfehler corrigirt wäre.

Der Durchmesser des Bildes eines Punktes in der Axe
wird hierbei 0.00071 Linien.

Durch dieses Objectiv wurde nun noch der Gang
eines schrägen Büschels von Lichtstrahlen gerechnet, welcher
von einem unendlich entfernten, um 48 Minuten unter der
Axe gelegenen Lichtpunkt ausgeht. Aus diesem Büschel sind
17 Strahlen ausgewählt, welche trigonometrisch durch das
Ottiectiv verfolgt wurden. Dieselben ermöglichen eine Ueber-
sicht über die Vertheilung des Lichtes in dem seitlich von
der Axe gelegenen Sternbilde.

Der Strahl i trifft die Mitte des Objectives und gilt
als Hauptstrahl; die Strahlen 2 bis 9 gehören einem Kranze
am Rande des Objectives an, der um den Mittelpunkt mit
der halben Oeffnung als Radius gezogen ist. 2 liegt oben,
die anderen zählen von oben nach rechts durch unten und
sind je 45° von einander entfernt, so dass 4 und 8 die rechts
und links am Rande des Objectives einfallenden Strahlen
sind, 6 den unteren Rand trifft und in der Axenebene liegt.
Die Strahlen 3, 4, 5, 7, 8, 9 sind Strahlen ausser der Axen-
ebene und sind paarweise symmetrisch, 3 mit 9, 4 mit 8,
5 mit 7.

Die Strahlen 10 bis 17 gehören einem zweiten Kranze
an, dessen Halbmesser ^j^ der halben Oeffnung ist; sie sind
ähnlich vertheilt wie die des ersten Kreises.

Die Strahlen ausser der Axe in der Axenebene sind:

2. OR 15.796215 0.002301 unter d. HStr.

10. OV3R 15.795284 0.003232 > » »
I. HStr. 15.798516

14. U*/jR 15.81 1295 0.012779 über d. HStr.
6. UR 15.822124 0.023608 » » »

Die Strahlen ausser d&c Axenebene liegen:
90° von der Richtung nach oben einfallend:

4. 0.00357 über d. HStr.; 000627 links

8. 0.00357 » » » ; 0.00627 rechts
12. 0.00160 > » » ; 0.00353 links

16. 0.00160 > » » ; 0.00353 rechts

45° von der Richtung nach oben einfallend:

3. 0.00204, unter d. HStr.; 0.00080 links

9. 0.00204 » » » ; 0.00080 rechts

11. 0.00251 » * » ; 0.00092 links

17. 0.00251 » > » ; 0.00092 rechts

135° von der Richtung nach oben einfallend:

257

5. O.oi6o5 über d. HStr.; 0.0075a lioks
7. 0.01605 • • - ; 0.00758 rechts
13. 0.00879 • » - ; 0.00410 links
15. 0.00879 - - > ; 0.00410 rechts
Aus beistehenden Angaben über die Lagen der gerech-
neten Strahlen ist ersichtlich, dass die rechts und links von
der Richtung nach oben einfallendon Strahlen (jene ausser
der Axenebene) symmetrisch gegen die Richtung nach oben
liegen; dass die gegen die unter und über dem Hauplstrahle
einfallenden (Strahlen in der Axenebene und mit ihnen die
ganzen horizontalen Zonen) unsymmetrisch gegen den Haupt-
strahl liegen.

Die Unsymmetrie beträgt in pariser Linien:
vom OR gegen den ÜR 0.021307
>- OVjR - - U=/jR o,ootx547

Stellt man zwischen den höchsten und den tiefsten Strahl

258

In ganz gleicher Weise, wie durch das Heliometerob-
jectiv sind auch durch dieses 17 Strahlen gerechnet, welche
einem unter 48' Neigung von unten nach oben einfallenden
Büschel angehören.

2. OR = 15.786407 0.012760 unter d. HStr.

10. 0*/3R = 15.790727 0.008440 > » »

I. HStr. = 15.799167

14. UV3R = 15.807547 0.008380 über d. HStr.

6. UR = 15.811742 0.012575 » » »

Die Strahlen ausserhalb der Axenebene liegen
90^ von der Richtung nach oben einfallend

4. 0.00005 unter dem HStr.; 0.00602 links

8. 0.00005 > » > ; 0.00602 rechts

12. 0.00008 » » » ; 0.00379 links

16. 0.00008 » » » ; 0.00379 rechts

45^ von der Richtung nach oben einfallend
3. 0.00901 unter d. HStr.; 0.00412 links

9. 0.00901 » » » ; 0.00412 rechts
II. 0.00603 » » » ; 0.00277 ^i^ks

17. 0.00603 » > » ; 0.00277 rechts

135^ von der Richtung nach oben einfallend

5. 0.00890 über d. HStr.; 0.00416 links
7. 0.00890 > » » ; 0.00416 rechts

13. 0.00598 » > » ; 0.00276 links
15. 0.00598 » » » ; 0.00276 rechts

Hieraus ist ersichtlich, dass in diesem Falle auch die
in radialer Richtung gelegenen Strahlen mit ihren Zonen
gegen den Hauptstrahl symmetrisch liegen, so dass jener
Punkt, auf welchen eingestellt werden muss, in der Mitte der
Figur liegt, welche das Bild des Sternes darstellt, und dass
in dieser Figur die Helligkeit gleichmässig vertheilt ist.

Fassen wir die Resultate obiger Untersuchung zusam-
men, so folgt daraus, dass wenn die wahren Brennweiten bei
einem Objective für die ganze Oeffnung dieselben sind, bei
einem schrägen Büschel die Strahlen symmetrisch gegen den
Hauptstrahl liegen ; haben jedoch die Randstrahlen eine län-
gere oder kürzere wahre Brennweite, so gehören sie einem
grösser oder kleiner zeichnenden Objective an und rücken
gegen den Hauptstrahl hinauf, bei längerer, herunter bei kür-
zerer Brennweite.

Sind die Fehler gross, so wird der Hauptstrahl in der
Bildebene der äusserste Strahl sein; im ersteren Falle der
tiefste, im letzteren der höchste.

Femer folgt aus den oben gemachten Angaben, dass
auch schon ziemlich kleine Fehler in der Lage der Haupt-

259

punkte die Bilder seitlich von der Axe gelegener Sterne merk-
lich verzerren.

Es ist deshalb besonders für grosse Objective, und für
solche, mit welchen Karten hergestellt werden sollen, sehr
wichtig, dass nicht nur die Lage der Strahlen im Brenn-
punkte richtig sei, sondern dass auch die Hauptpunkte rich-
tig liegen, worauf bei den grossen Objectiven, von deren
Kiementen ich Kenntniss erhielt, nicht geachtet ist.

Bei dem Königsberger Heliometerobjectiv ist die Ver-
theilung der Brechung für den Randstrahl an den beiden
CrownglasSächen

o°5o' an der ersten

3 40 » - zweiten;
bei dem richtigen Objective aus denselben Glasarten wird sie

1° o' an der ersten

3 29 » » zweiten.
Objective mit gleichseitiger Crownglaslinse sind viel
weiter von der richtigen Form entfernt.

26o

et remonter de ces faits aux causes qui leur donnent nais*
sance.

La question du magnötisme terrestre se subdivise natu-
rellement dans l'etude des variations i°) diurnes 2°) annuelles
et 3°) s6culaires,

I. Les variations diurne et annuelle, au sujet desquelles
deux notes ont ete ins^r^es aux Comptes rendus de
TAcad^mie des sciences de Paris (Mai 1887), fönt
l'objet d'un travail d6velopp6 (Lois de la circulation ^lectri-
que diurne et annuelle du globe) qui a paru dans l'An-
nuaire de TObservatoire de Bruxelles pour 1887.
Apres avoir enum6x6 les diverses hypoth^ses possibles sur
Torigine de la Variation diurne, Tauteur proc^de k leur Eli-
mination successive et conclut, comme l'avaient dejä fait
M. M. Balfour Stewart et Schuster, qu'elle est due a Texis-
tence de courants ayant principalement leur siege dans Tat-
mosph^re.

II s'assure par une experience que chaque ligne
ideale d'un conducteur de section quelconque agit
sur un barreau aimantE k la mani^re du courant
d' Ampere; puis, pour decouvrir Tallure generale de la
circulation diurne cherchee, il suppose le Systeme r^el des
courants qui la composent remplac6 par un courant indefini
(courant perturbateur principal); il appelle plan du cou-
rant le plan qui passe par le courant et le lieu d'observa-
tion, et les observations faites dans les deux h^mispheres met-
tent alors en Evidence les 3 lois suivantes :

1°) La trace du plan du courant sur l'horizon fait en 24
heures le tour de l'horizon, dans le sens des aiguilles d'une
montre sur l'hemisph^re bor6al, en sens inverse sur Phcmi-
sph^re austral, c*est k dire toujours dans le m^me sens que
le vertical du soleil.

2°) La trace du plan reste en arri^re de celle du ver-
tical du soleil dans le mouvement de celui-ci; Tecart parait
maximum le matin et le soir, minimum vers les passages mc-
ridiens ;

3°) En meme temps qu'il tourne autour de l'horizon, le
plan oscille autour de la position verticale sans jamais attein-
dre l'horizon.

Tout se passe comme si un point de potentiel electrique
maximum, point de divergence des courants, suivait, dans
les regions intertropicales, le point qui a le soleil au z6nith.

La discussion des observations intertropicales (Bombay,
Sainte- Helene) qui permet de saisir en quelque sorte sur le
fait la formation du potentiel origine des courants, confirme
ensuite tr6s nettement cette induction.

26 1

Eufin, l'auteur a tracä d'apr&s les donn^es magnetiques
prdcddentes, la carte de la circulation älectrique diume du
globe; le point de potentiel maximum situ6 Ä environ trois
heures du point qui a le soleil au zeoith, est nettement indi-
qu^. De lä ^mergent deux nappes de courants, une sur
chaque h^misph^re; elles passent par dessus l^s pöles g<^o-
graphiques et vont donncr lieu dans les parties oppos^es des
h^misph^res aux variations noctumes de l'aiguille aimantt^e.
L'auteur insiste sur l'utilitä de la constniction de semblables
cartes; la rai^leorologie vraie date de la construction de car-
tes internationales de la circulation aerienne; la physique
du globe ferait k son tour un pas immense si I'on pouvait
rendre sensible i la vue les lignes de la circulation electri-
nue d^montree nar iViisIpnfe du niaimätisme diiirne.

262

de ce mouvement et que, si le corps est en rotation, cet
axe peut efFectuer, k chaque tour, une oscillation en vertu de
laquelle il retrograde peu a peu dans le corps en sens inverse
de sa rotation.

La discussion des exp6riences confirme enti^rement la
Slipposition d'apr^s laquelle un aimant est form6 de mole-
cules inertes dont chacune est elle-m^me un aimant, soit
que, Sans autre explication, on les consid^re comme aiman-
t6es, soit qu'on explique leur aimantation par la combinaison
de leurs rotations et de leur electrisation.

Appuye sur ces donn^es exp6rimentales, l'auteur a cal-
cule le d^placement de Taxe magn6tique d'une Sphäre en
rotation, sous Tinfluence d'un champ uniforme dont les lignes
de force sont inclin^es sur l'axe de rotation. II trouve ainsi
que Taxe magnetique se meut dans la Sphäre en decrivant
autour de Taxe de rotation un cöne en sens inverse de la
rotation, et dans une dur<^e beaucoup plus longue. Cela t6-
sulte d'un terme s6culaire qui se pr6sente quand on r^sout
le Probleme suivant:

Un solide aimant6 et en rotation uniforme au-
tour d'un axe passant par son centre d'inertie, est
entrain^ dans la rotation uniforme d'un Systeme,
ä travers un champ magn6tique donn6 (suppos6
uniforme pour plus de simplicit6).

Le centre d'inertie du solide est un point de-
termin6, fixe avec le Systeme d'entrainement; et le
solide est suppos6 soumis k Taction de forces tel-
les que, si Tintensit^ du champ 6tait nulle, il serait
solidaire avec le Systeme d'entrainement. Trouver
le mouvement relatif du solide par rapport au Sys-
teme, SOUS Taction du champ.

Un terme seculaire que met en evidence cette analyse
donne Heu k la pr^cession magnetique.

L'application de ces r^sultats i la terre se präsente
d'elle-meme. En voici les conclusions:

La terre tourne dans un champ magnetique; ce champ
est celui du soleil 61ectris6 et en rotation ; d'apr^s Texperi-
ence de Rowland, par le seul fait que cet astre est ^lectrise
et en rotation, il est un solenoide c'est k dire un aimant.
Lors de sa formation et avant d'avoir acquis definitivement
sa rotation, la terre se mouvant dans Tecliptique s'est for-
mee et condensee dans un champ magnetique normal ä Tc-
cliptique, dont Taction directrice a du favoriser la formation
d'un axe normal a ce plan, avec un pole austral dirige vers
la region Nord. Peu k peu la rotation s'est ensuite etablie;
l'axe magnetique, en vertu de la force coercitive croissante,

a ^t^ entratn^ dans cette rotalion, et d^s lors te champ
magn^tique du soleil, toujours actif; a, 4 chaque r6volution
de la terre autour de son axe, fait retrograder, comme il le
fait encote aujourd'hui, l'axe et le Systeme magnetique en
sens inverse de la rotation et dans une dur^e beaucoup plus
longue.

Voici cotnment on peut se representer les choses: la
perpendiculaire ä Tecliptique meinSe par ,le centre de la terre
d^coupe dans celle-ci, en vertu de la rotalion, un cöne de
23° d'ouverture, dont eile d^crit la surface en marchant de
r Orient vers l'Occident. Cette perpendiculaire n'est autre
chose que la ligne de force du champ passant par le centre
de la terre. Cette ligne de force, mobile, et l'axe magneti-
que se trouvent sur le cöne, et la prämiere, dans chacune
de ses rävolutions, fait osciller le second, mais en le dcpla-
9ant chaque fois un peu vers l'Ouest

La Position de Taxe magnetique terrestre et le sens
de son mouvement se trouvent donc expliqu^s par rette thi;o-
rie; Tun et l'autre sont lies d'une ma^i^^e simple aux don-
n^es des mouvements astronomiques de la terre et du so-
leil. Dans ce travail comme dans le prec^denl i'auteur a
<liscut6 les diverses objections de detail auxquelles cette ma-
niere de voir peut donner lieu. II y a ä rapprocher des
vues qu'il expose les rdsultals experimentaux obtenus sur
l'aimantatjon de corps k haute tempcrature (Hopkinson, mag-
netism of iron at high temperature; Proceedings of the Royal
Society, Feb, 14 1889). 11 r^sulte des faits pr^cedents que
l'hypotWse la plus probable sur la nature du magnetisme s6-
culaire de la terre est que la terre est un aimant proprement
dit, car il est difhcile, sinon impossible, de concevoir une
force coercitive qui maintiendrait des courants dlectriques
suivant des paralleles inclines sur l'^quateur sous un angle
determini;, L'aimant int^rieur, au contraire, doue de force
coercitive agil comme elcment directeur; il d<5place lente-
ment autour du globe le Systeme des courants qui ie sillon-
nent et qui concourent avec lui, et avec la rotation de la
terre ülectrisee, i produire ce magnetisme söculaire. C'est
ce que Ton va exposer maintenant.

III. Appuye sur l'etude des variations diurne et s^cu-
laire, Mr. Lagrange a aborde ensuite le probleme du magne-
tisme terrestre dans sa (tt^neralite :

264

tiel maximum 6tant en retard d'environ trois heures sur le point
qui a le soleil au zenith. Le temps intervient donc dans la
formation de ce potentiel. II y a donc a resoudre le Pro-
bleme g^neral suivant: Un corps aimant^ et conducteur (terra
et atmosphere) forme d'ailleurs de parties inegalement con-
ductrices, a un mouvement donn^ (rotation et translation)
dans un champ magnetique (celui du soleil 6lectris6 et en
rotation). Ce corps est en outre soumis 4 une action rayon-
nante, emanant d'un point donne (le soleil), en vertu de laquelle
la density electrique superficieiie varie, en chaque instant,
proportionel lernen t au temps. Trouver le mouvement de
l'^lectricit6 dans le conducteur, et le Systeme de lignes de
force de son champ 61ectro-magn6tique.

L'analyse developp^e de ce probl^me fait partie d'un
memoire actuellement en voie de publication dans les Me-
moires de l'Acad^mie de Belgique; mais une note qui
en resume la Solution a paru dans la revue Ciel et Terre
(deuxi^me serie, tome 5, 1889, Sur la th^orie generale du
magnetisme terrestre). Voici sous forme de th^or^mes ses
r6sultats fondamentaux.

Le Probleme se divise d'abord en deux parties.

1°) Cons^quence de la rotation de la terre, conducteur
aimant6, independante du rayonnement solaire.

2°) Effet du rayonnement solaire, consid^re comme
force perturbatrice, pour faire varier l'^tat de choses prece-
dent.

Premiere partie. 1°) La terre est negative.

2) L^aimant int6rieur maintient la Charge negative dans
une portion du volume int^rieur.

3°) Le magnetisme s^culaire de la terre 6qui-
vaut, non pas a celui d'un seul aimant, mais i ce-
lui de deux aimants; le plan determin6 par Taxe
magn6tique n'a pas seulement une signification
g^om^trique, mais aussi une signification physique.

C'est le m6ridien magn6tique seculaire, plan de
S3anetrie du Systeme des lignes de force.

Deuxi^me partie. 1°) L'^lectricite d6vers6e par le
rayonnement solaire est positive, d'apr^s les faits observfe k
Telectrom^tre.

2°) L'action perturbatrice solaire transforme le Systeme
statique de la premi^re partie en un Systeme ^lectrodynami-
que. II y a deux nappes d*61ectricit6 negative marchant,
dans chaque h^misphere, des pdles vers T^quateur; Tintensite
de ces courants est maximum dans le m6ridien seculaire.

Troisi^me partie du probl^me du magnetisme.
Consequences des r^sultats obtenus dans les deux premi^res.

Il 7 a une influence possible des courants sur la d^for-
mation du conducteur, c'est-ä-dire ici sur les plissemeats de

266

1°) Le soleil charg6 d'dlectricit6 est devenu aimant par
le fait de sa rotation;

2°) La terre se mouvant dans le cbamp magn^tique so-
laire, normal k l'ecliptique, a pris un axe magn^tique nor-
mal a ce plan;

3°) La rotation terrestre s'etablissant, cet axe, sous Tac-
tion du champ solaire, retrograde et fait le tour du globe
dans une p^riode seculaire.

4°) De la rotation de la terre, il r6sulte t° que la terre
proprement dite se Charge negativement, 2^ que le m^ridien
passant par Taxe magnetique est physiquement distinct des
autres meridiens; c'est approximativement un plan de syme-
trie du Systeme du magn^tisme moyen, et il fait le tour du
globe dans la periode seculaire.

5°) Le rayonnement electrique solaire (force perturba-
trice) transforme le Systeme precedent en Systeme dynamique.
II determine deux nappes d'^lectricite negative convergeant
des pöles vers Tequateur; de lui dependent aussi immedia-
tement les courants de la Variation diurne, et les variations
du potentiel electron^gatif de la terre, variations qui se ira-
duisent par les faits observtSs k Telectrometre, et partielie-
ment par ceux du barometre. L'attraction de la terre sur
Patmosphere se compose en eflet de deux termes: Un termc
constant dependant de Tattraction Newtonienne, un autre
variable dependant de l'attraction electrique de la couche
d'electricite de la terre. C'est donc une force 4 intensite
variable et non pas constante qui sollicite Tatmosphcre. La
formation des centres de dcpression et leur dcplacement vers
les pöles et de TOuest k l'Est, trouveraient aussi, au moins
peut-on Taffirmer quant k la direction, une expUcation dans
la th^orie electromagnetique exposee. II y a la un point de
vue nouveau sur lequel Tauteur de ces recherches appelle
Tattention.

6°) Enfin de l'introduction de la notion d'inerlit^ (ether
inerte) et de celle de Texcentricite de Torbite, Clements <le
dissymetrie dans Taction du soleil dans les deux hcmisphi*-
res, resulte la formation du relief du globe, tel qu'il se prc-
sente k Tobservation. L'etablissement dcfinitif de ce relief
tel qu'il existe aujourd'hui ne peut dater que d'une i^poque
posterieure a — 4073. La position seculaire de Taiguille ai-
mantee en un lieu dotermin6 est dcterminee non seulement par
la position du double aimant terrestre dont il est question
plus haut, mais aussi par les courants dont on vient <le par-
ier, dont le siege est Tccorce du globe et dont les intensi-
tcs et la direction varient suivant la position du meridien

26?
maffn^tiaue s^culäire nar raDDort aux erandea lim

268

C'est encore dans la direction de ces bandes qu'est
place, d'apr^s nos mesures repetees, le plus grand diametre
du disque de la plannte.

Ces mesures donnent pour raplatissement un nombre
qui n'est pas införieur k '/20.

Ces r^sultats, int^ressants en eux m^mes, tirent un in-
ter^t plus grand encore des travaux publi6s r^cemment au
sujet du satellite de Neptune, d'abord par M. Tisserand, plus
tard par M. Newcomb.

II convient d'ajouter au sujet de ces bandes dont Texis-
tence a 6t6 reconnue par d'autres observateurs et par nous-
mencie en 1884 4 l'aide d'un Instrument de moindres dimen-
sions, qu'elles ne presentent pas toujours le m^me aspect et
qu^elles varient en nombre et en largeur dans les diverses
parties du pourtour de la plannte.

Cette in6gale distribution permet d'esperer que par une
^tude attentive de ces bandes, il sera possible, dans un ave-
nir prochain de d6terminer la duree de la rotation d'Uranus.

IV.

Ueber ein neues von Herrn Dr. Wellmann con-
struirtes Doppelbild-Mikrometer.

Von M. Brendel.
(Vorgetragen in der Sitzung am 11. September 1889.)

Am grossen Refractor der Berliner Sternwarte ist in der
letzten Zeit ein neuer von Herrn Dr. Wellmann zu mikromet-
rischen Messungen construirter Apparat zur Anwendung ge-
langt, welcher auf dem Princip der Doppelbrechung beruht,
und über den schon vor einiger Zeit in den Astronomischen
Nachrichten kurz berichtet worden ist. Wenn man vor das
Ocular des Femrohrs ein Rochon'sches Prisma setzt, so sieht
man bekanntlich von jedem Objecte zwei Bilder; dreht man
das Prisma um die optische Axe des Fernrohrs, so beschreibt
das ausserordentliche Bild eines jeden Objects um das or-
dentliche einen Kreis. Ist nun im Focus ein Fadenkreuz an-
gebracht, so ist das ausserordentliche Bild eines jeden Fa-
dens stets parallel dem ordentlichen, und bei einer Drehung
des Prismas in der angegebenen Weise bewegt sich das ers-
tere gerade so hin und her, wie der bewegliche Faden im
F'adenmikrometer ; wie bekannt hat Winnecke diesen Um-
stand schon angewendet, um die periodischen Fehler der
Schrauben zu bestimmen. Man operirt nun mit dem neuen

i7d

möglicht. Die Ablesung der beiden äui(seren Nonien gibt
jetzt den Positionswiiikel. Die Methode, Fositionswinkel durch
Einstellung dieser vier Bilder in eine gerade Linie zu bestim-
men, ist schon vielfach angewendet worden; beispielsweise
hat Herr Dr. Lohse auf diese Weise den Positionswinkel der
Rotationsaxe des Mars bestimmt.

Um nun auch die Distanz der beiden Sterne zu messen,
wird man die eine Componente I des Stempaares auf das feste
Bild des bisher unbenutzten Fadens und die andere Compo-
nente 11 auf das bewegliche Biid desselben Fadens bringen,
indem man das Prisma dreht. Wenn man sich jetat verge-
genwärtigt, dass das bewegliche Bild eines jeden Objectcs
um das feste bei Drehung des Prismas einen Kreis beschreibt,
dessen Radius der Maximalabstand /* je zweier Fadenbilder
ist, so erhält man für die Distanz beider Sterne den Ausdruck

^ ■=. (i sin y
wenn if den Drehungswiiikel des Prismas, vom Coincidenz-
punkte der beiden Fadenbilder aus gerechnet, bedeutet.

Man wird bemerken, dass hierbei das ausserordentliche
Bild der Componente 1 auf denselben Faden fallen muss,
wie das ordentliche der Componente II, so dass sich hier
noch eine zweite Ei nstellungs weise bei Messung von Distan-
zen ergibt. Man sieht den grossen Vortheil einer solchen
Methode ganz besonders beim Messen von sehr engen Dop-
pelsternen, also gerade in Fällen, wo die Photographie uns
ihre Dienste versagt.

Aehnliche. Vortheiie gewährt der Wellmann'sche Apparat
auch beim Messen anderer Objecle, besonders bei Bestim-
mungen der Durchmesser von Planeten Scheiben.

Ks sei noch erwähnt, dass man ausser Positionswinket
und Distanz auch Rectascensions- und Declinations-Dißcrcn-
zen messen kann, da man zwei zu einander rechtwinklige be-
wegliche Fäden hat, Ueberhaupt kann man den Positions-
kreis in eine beliebige Lage bringen, und dann die beidi-n
dieser Richtung entsprechenden Componenten der Distanz
messen. Auf diese Weise würde man vielleicht über die in-
teressante Frage, wie sich die persönlichen Fehler mit der Rich-
tung, in der man raisst, ändern, Untersuchungen macheu kön-
nen. Es mag hierbei erwähnt werden, dass auf die angege-
bene Weise die Entfernung der beiden bei Distanzmessun-
gen auf einen Faden zu stellenden Bilder, nämlich des or-
dentlichen Bildes der einen Doppelslem-Componcnte und «les
ausserordentlichen Bildes der andern , innerhalb gewisser
Grenzen beliebig verändert werden kann.

Es ist besonders wichtig, den Werth der Constanlen /<
mit möglichster Genauigkeit zu ermitteln. Wenn man dies

271

mittelst Polstern -Durchgängen thun will, so kann man hier
nicht, wie beim Fadenmikrometer, den beweglichen Faden
möglichst weit vom festen Faden entferneii, um dann beim
Bestimmen des Werthes einer Revolution einen kleinen Fac-
tor zu erhalten, sondern um mehr als fi lassen sich die bei-
den Fadenbilder nicht von einander entfernen. Man wird
deshalb wohl am besten thun, wenn man diese Constante

z^2

sein, und auch dann lekht in Rechnung gezogen werden
können. Die Brechungscoefficienten ändern sich zwar mil
der Temperatur, doch sind diese Veränderungen, ebenso wie
die etwa infolge mangelhaften Schliffes des Prismas oder
durch inexacte Drehung desselben entstehenden, nach Herrn
Wellmann's Berechnungen unterhalb der Grenze der Merk-
lichkeit. Am meisten ins Gewicht fallen wird jedenfalls der
Umstand, dass die Constante (i sich mit der Entfernung des
Prismas vom Focus des Femrohrs ändert, auch wenn der
Winkel zwischen dem ordentlichen und ausserordentlichen
Strahl constant bleibt; doch auch diese Veränderung lässt
sich, wo sie merklich werden sollte, ohne Schwierigkeit be-
rechnen. Gerade in Bezug auf Fehler, die durch Unvoll-
kommenheit des Apparates entstehen, zeichnet sich das Wcll-
mann'sche Mikrometer vor dem Faden mikroracter aus. Man
braucht nur an die so sehr störenden Fehler im Gang der
Schraube zu denken, die nur bei sehr sorgfältiger Behandlung
auf ein so geringes Mass reducirt werden können, dass sie
die Beobachtungen nicht erheblich entstellen; solche Fehler
fallen hier gänzlich fort. Wenn man z. B. eine längere Reihe
von Coincidenzen hinter einander macht, während welcher
das Instrument ganz feststeht, so wird man aus der lieber-
einstimmung der Ablesungen gcwissemiassen ein Mass für
die Genauigkeit des Auges erhalten können.

Ganz besonders empfiehlt sich das neue Instrument
durch die grosse Bequemlichkeit, die es beim Beobachten ge-
währt. Man braucht die Kreisablesungen nur auf einige Mi-
nuten zu kennen, kann also die Feinbewegung entbehren,
und den Kreis an zwei Knöpfen drehen, was einen bedeu-
tenden Vorlheil gewährt, wo es sich um Ermüdung der Hand
und um Zeiterspamiss handelt. Auch zeichnet sich der Ap-
parat durch seine Einfachheit aus, indem man nicht eine
solche Menge von Schrauben vor sich hat, wie beim Kaden-
mikrometer.

Eine grössere Reihe von Beobachtungen ist mit dem
Instrumente noch nicht angestellt worden, da es bis jetzt
nicht in der erwähnten Form fertig gestellt worden ist.

Auch zum Gebrauch bei Mikroskopen bat Herr Well-
mann den Apparat verwerthet. Auch in dieser Form dürfte
er für die Astronomie von Interesse sein, da man ihn zur
Ablesung der Kreise in Anwendung bringen, und damit viel-
leicht eine bedeutende Fehlerquelle bei einer grossen Zahl
von astronomischen Beobachtungen überwinden könnte.

V.
Quelques propri^tis remarquables des couraots

274

avec la distance perihelie q = 0.5 ; dans la table II
gen^ratrice est une ellipse ayant les dimensions de
de la com^te de Biela.

rorbite
Torbite

/ I

y = o. I

T I
^ = 0.5

V = 0"

+30
o

-30
+30

-30

+30

-30

+30°

5.263

12.07

0.499

0.950

+ 6?2

7.109

+ 20

7.886

22.15

P.499

0.966

+6.0

14.140

D^s y= + i?4 les hyperboles

r = 0.75

3-372 6.19
5.601 13.26

I 33.333 192.45
r = i.oo

3.799 7.41
5.263 12.07

15.823 62,94

'•= 1.25
4.172 8.52
5.379 12.48
12.550 44.46

r= 1.50

Z;= + 70^31/7

0.498 0.923

0.525 I.OOO

0.541 1.073

Z; = -4- 90^

0.482 0.903

0.526 I.OOO

0.561 1.103

V = 4-101^32/2

+ 3.8
— 2.1

-6.4

+ 6.4
0.0

-6.1

0.465
0.526
0.581

0.879

I.OOO

I.I34

+8.0

+1.3

—6.0

Z; = -f I09°30.'0

4-546

9.69

0.450

0-855

+9-0

5-599

13-25

0.524

I.OOO

+ 2.1

"-530

39-15

0.593

I-I55

-5-5

II.

j — 0.1

a —

3.5256

r — I

V = —

47° 27/i

+45°

-45

2.608

5.463
27.988

4.21

12.77

148.07

r = I

v= +

47° 27.'!

+45
0

-45

1.955

2.745

6.103

2.73

4.56

15.08

1.198
1.500
1.88 1

0.822

I.OOO

1.229

0.678

0.833
1.038

0.598
0.750

0.939

Faisons remarquer en passant que pour la parabole,
d6jcL au p^rih^Iie, les orbites elliptiques ne sont pas produites

276

helie, et ici pour 7 = 0.1 et pour l'axe du cöne (/=o) le
temps de revolution est presque egal ä 13 ans; une petite
deviation de cct axe donne di;jä exactement 7"^ 13,0. Eu
effet, il est facile de caiculer que T= 13.0 a lieu pour
_/=^i3'^. Le mSme temps de revolution 7' = i3,o s'obtient
exactement aussi pour J =^0 avec la valeur de 7^0,14.

11 est ä noter id que dans la comt'te de 1889 I la
queue anomale, c'est ä. dire la partie la plus densc de
r^ruption demande J ^ -\- 3^° et / = 0.06, comrae je Tai
calculö d'aprcs I'observation de M. üarnard.

Donc riiitervalle entre les epoques des maxitna des
Andromcdides est de 13.0 ans, et dans les autres annt^
de cet Intervalle nous ne verrons que les corpuscules des
parties plus faibles du cöne d'eruption et plus dispersues par
rapport aux temps T.

A chaque approche du periht-lie c'est a dire de (>.fi ä
6.6 ans, sinon k prcsent au moins dans le passe, les me-
tcores se formaient dans le point donne de l'orbiie et la con-
vergence des uns et des autres dans le mi'me courant doit
presenter la periodicite d'un ordre plus dlevc, par cxemple :
13X33=0.6X65=429 ans, et ainsi de suite.

II est niScessaire de faire ici une remarque importanle
qui se rapporte egalement k toutes les comMcs. On de-
vrait caiculer le temps T pour les valeurs adoptees de _/ et
J k l'aide de la vitesse du noyau au moment de TcTUplion,
c'est ä dire ä l'aide de cet eleraent de la trajectoire qui a
lieu sous l'influence du soleil et de toutes les perturbations ;
le calcul Ä l'aide des Clements moyens de l'orbite, comme
nous le faisons, ne peut etre qu'approximatif. Outre ccia
les orbiles des meteores sont aussi sujettes aux perturbations.

Dans les Leonides l'orbite g6ni5ratrice est beaucoup
plus allongee; on les voit chaque annee en quantitii modique,
mais il presentent encore des maxima tri's prononces k des
certaines epoques et l'intensite plus ou moins forte de l'ap*
parition dure parfois plusieurs annees de suite autour du
maximum. La Terre rencontre l'orbite giineratrice dans sa
partie apres le perihelie.

L-'examen des apparitions des Ltonides des l'an ii02
nous montre que l'intervalle entre les maxima s'eleve laiitdt
k 35 ans et tantöt baisse Jusqu'Ä 30 ans et merae 21) ans;
peut i?tre que ces variations avaient ete meme plus considc-
rables.

En admettant le temps de revolution du noyau egal ä
33. 1 76 ans, on trouve qu'avec y'=^o, 1 la partie la plus deose
du cöne produisant le maximum doit avoir J^ — 6?I pour

3. 11 est difßcile d'admettre que les corpuscules diffe-
renls par teur volume et leur poids puissent recevoir la m^me
vitesse initiale, le mßme choc j, on peut supposer plutöt
qu'aux corpuscules plus pesants coirespond une valeur de
J plus faible, Dans ce cas pour le m^me / ces corpuscules
ont un autre temps de r6volution et par consequent dans
les courants k maxima prononces les bolides sortis sous
l'angle /:= o doivent tencontrer la Terre pas ä l'cpoque de
la pluie abondante des petites corpuscules, mais dans une
autre ann^'e, en appartenant pourtant ä la mfirae aire de
radiation. Les observalions continues et minutieuses pourroQt
donner le moyen d'evaluer les differences respectives de /
Certainement ces / faibles peuvent se combiner parfois avec
les valeurs de / telles que les corpuscules en questJon
en recevront la possibilit^ d'entrer dans le courant de ma-
ximum.

4. Les orbites des corpuscules sortis du mi'tne point
de l'orbite gencratrice forment par ieurs directions pres de
ce point im c6ne elliptique, dont t'aplatissement n'est pas
constant pour tous les points de dipart. Les plus grands
diamfitres des ellipses seronl toujours perpendiculaires au
plan de l'orbite gencratrice. Ce cöne peut ^tre comparc ä
un entonnoir conique par lequel passe chaque particuie de
la mf^me origine ä ta fin de sa nJvolution compli-te, L'ou-
verture du cöne presente la grandeur angulaire de l'aire de
radiation.

Pour s'apercevoir de la figure conique de l'aire de ra-
diation dans chaque cas particulier il faut calcuter les angles
du rayon vecteur avec les tangcntes des orbites corres]ion-
dantes aux angles extrömes de _/ dans le plan de Torbite
comctaire. et puis ä l'aide de la fonnule (voir ma publica-
tion citi^c):

sinx = /. sin/: //,
on aura 2.v qui est la divergence des orbites des corpus-
cules sortis sous les mfimes _/ extremes dans le plan p(?r[>en-
diculaire au plan de l'orbite gencratrice. //, est la vitesse
orbitale pour ces orbites extrümes.

Tour l'orbite de la com^te de Biela, dans le point de
sa rencontre avec la Terre, avec J = OA et / =-j. 45° la di-
vergence dans l'orbite est 2?4 et dans la direction perpcn-
dicuiaire ä l'orbite 2.v=6?i; le rapport de ces deux dia-
mt-tres sera 2.5, ce qu'on a vraiment remarquc lors de la
derniere apparition des Andromijdides,

Pour l'orbite parabolique ä laquelle se rapporte la
table I, avec les valeurs j=0.\, J =+ 30° Ton aura pour le
point apres le pi^rihelie, oü r = i, le diamt':lre dans l'orbite

279

d'oii 1e rannart des diam^tr^is

B, Berichte über Avgelegenheiten der Gesellschaft,

VI.

Berichte über die Beobachtung der Sterne bis
zur neunten G-rösse am nördlichen Himmel.

Kasan, Zone 80^ bis 75^.

Mit der Herausgabe des zweiten Bandes der „Obser-
vations des etoiles de la zone entre 75° et 80° de declinai-
son bor^ale, executees i l'Observatoire de l'Universite Impe-
riale de Kasan. Kasan 1887", stellte sich heraus, dass zum
vollständigen Durchbeobachten der Zone noch 1365 Beob-
achtungen, vertbeilt auf 804 Sterne, zu machen sind. Infolge
des anhaltenden trüben Wetters im vorigen Jahre sind hier-
von nur etwa 1200 Beobachtungen erhalten; die übrigen wer-
den im laufenden Jahre sicher nachgeliefert werden.

Sämmtliche Beobachtungen (einschliesslich der neuesten)
sind berechnet und auf das Aequinoctium 1875.0 reducirt.
Die Berechnung der strengen Praecessionen für 1875.0 ist
für die ganze Zone begonnen.

£s steht somit zu hoffen, dass die nördlichste Zone im
Laufe des Jahres zum Abschlüsse gebracht wird.

1887 Mai 4. Dubiago.

Dorpat, Zone 75° bis 70°.

(Aus einem Schreiben des Herrn Prof. Schwärs an Herrn Aawcrs

vom 26. Juli 1889.)

Ihrem Wunsche entsprechend beehre ich mich, Ihnen
mitzutheilen, dass 11 Bogen des 18**" Bandes bereits gedruckt
sind, und dass dieser Band, welcher die Resultate der Zo-
nenbeobachtungen Dr. Lindsted t's enthalten wird, zu Anfang
des nächsten Jahres zur Versendung kommen wird. Die Neu-
bestimmungen der Declinationen der Zonensteme, welche von
Dr. Bruns mit der neuen Einrichtung für die Ablesungen

Bonn, Zone 50° bis 40'^.

In der Berichtsperiode wurden die rückständigen pro-

grammgemässen und Revisions-Beobachtungen zum grössten
Theile erledigt. Für die letzteren konnte die Grenze im
allgemeinen etwas enger gezogen werden, als es V.J.S. IV
S, 316 verlangt wird. Unter den noch resürendcn vereinzel-
ten Beobachtungen, welche durch die fortgesetzten Prüfungen
als nöihig erkannt wurden, finden sich einige Fälle, wo die
vorliegenden Beobachtungen nicht dem program mgemässen
Sterne angehören. Auch in diesen Fällen werden die beiden
Beobachtungen, mit Rücksicht auf das eigenthöm liehe Ver-
halten des Kreises, auf beide Kreislagen verlheitt. Die Be-
obachtungen — 927 Zonensterne und 262 Vergleichs lerne —
liegen fertig reducirt vor. Ferner sind mehrere Zonen aus
den ersten Beobachtungsjahren, für welche die Reductionen
noch ausstanden, berechnet worden. Die Hauptarbeit bildet
die Herstellung des Zonen-Catalogs. Einschliesslich der Prae-
cessionen und Var. saec. ist sie, abgesehen von den bereits
im vorigen Bericht erwähnten 7 Stunden (3'', 6^, g"", is'', 15'',
18'', 21''), in der Berichtsperiode für die Stunden o*", i*", 2'',
j^, 8'', 10'', ii'', 13'', 14'', i6\ ij^, 19'' durchgeführt,
Bonn, im Juli 1889. Fr. Deichmüller.

Lund, Zone 40° bis 35°.

Ueber die Publication der auf der hiesigen Sternwarte
angestellten Zonen-Beobachlungen habe ich nur zu berichten,
dass. nachdem das erste Heft (Seite i — 120) im Frühjahre
herausgegeben wurde, ein neues Heft von gleichem Umfange
jetzt im Drucke vorliegt und bald erscheinen wird.

1889 Od. 6. Axel Moller.

Leiden, Zone 35° bis 3o°.

Seit dem auf der vorigen Versammlung erstatteten Be-
richte ist die Bearbeitung der Leidener Zone folgen denn assen
fortgeschritten.

An alle im zweiten Bande vorkommenden Slemposilio-
nen sind die Correctionen für die verbesserten Positionen der
Anhaltsterne und fürTheiiungsfehler angebracht, und sind jet;;t
auch alle Beobachtungen zusammengestellt. Die meisten der
hierbei gefundenen grösseren Differenzen, von irrthömlichen
Streifen- und Kreisablesungen herrührendj sind nach gehiiri-
gi'r Verification, auf den Streifen, in älteren Cataingen und
am Himmel, verbessert.

Die Identification aller Beobachtungen mit den Sternen

284

weniger als 5 Bestimmungen vorlagen. Sie laufen bis 0*07
und sind im Durchschnitt null. Eine zweite Näherung ist
nicht vorgenommen, da es sich vermuthen Hess, dass diese
keine erhebliche Aenderung hervorbringen, und wenigstens
auf die definitiven Uhrstände ohne Einfluss sein würde.

Für die Declinationen gaben, nachdem die Correctionen
des A. G. C. angebracht waren, die Differenzen mit den Ta-
gesmitteln, als zufällige Fehler betrachtet, einen w. F. von
of'45. Nachdem die erste Ableitung der Sterncorrectionen
stattgefunden hatte, stellte sich ein Unterschied zwischen den
Beobachtungen bei verschiedenen Kreislagen heraus , und
diese Differenz zeigte eine Abhängigkeit von der Zenith-
distanz. Aus dem vorhandener^ Material konnte diese wohl
nicht anders als linear angenommen werden, und zur Reduc-
tion jeder Kreislage auf das Mittel von beiden wurde an die
Aequatorpunkte die Correction — of'015 (d— 3295) angebracht.
Dann wurden die Sterncorrectionen aufs neue abgeleitet und
an die individuellen Aequatorpunkte angebracht. Hierdurch
wurde die Fehlersumme um ein Fünftel ihres Betrages und
der w. F. auf of'36 reducirt. Diese Correctionen laufen bis
lu'i und sind ebenfalls im Durchschnitt null.

Es stellte sich aber die Frage, ob diese letzteren Cor-
rectionen nicht vielleicht bloss von unrichtig bestimmten Thei-
lungsfehlern herrührten. Die Striche am Leidener Kreise sind
nicht schön, und die Bestimmung der Theilungsfehler ein-
schliesslich der Excentricität für das eine benutzte Mikroskop
hatte vielleicht nicht mit genügender Schärfe stattgefunden,
oder es könnte ein Einfluss persönlicher Art dabei übrig ge-
blieben sein.

Im allgemeinen war in jeder Kreislage meistens der-
selbe Strich benutzt, so dass, wenn die gefundenen Correc-
tionen von Theilungsfehlern herrührten, der w. F. aus den
gesonderten Kreislagen bedeutend kleiner herauskommen
musste, als wenn alle Beobachtungen zusammen genommen
wurden.

Freilich war diese Sache scj|on beeinflusst durch die
Anbringung der obengenannten Correction für systematische
Differenz der beiden Kreislagen ; da aber der Mittelwerth
dieser Correctionen, vorausgesetzt dass alle benutzten Anhalt-
sterne gleich oft beobachtet waren (was für die äussersten
Declinationen nicht der Fall gewesen), nur of'i beträgt, so
wird gewiss der Einfluss dieser Anpassung nicht gross sein.

Es fand sich nun, dass der wahrscheinliche Fehler die-
ser Correctionen zu ganz gleichem Betrag of'36 für eine ein-
zelne Bestimmung herauskam, gleichviel ob man alle Beob-
achtungen zusammenzog, oder die beiden Kreislagen geson-

a) Zone 25° bis 20°.

Die Berechnung der nördlichen. Abtheilung' der Berliner
Zone, 25°— 20°, kann im wesentlichen als abgeschlossen be-
zeichnet werden. Es erübrigt noch, eine nicht unerhebliche
Anzahl von meist groben Ablesefehlern zu berichtigen, was
theils am Meridiankreis, iheils an einem der Refractoren der
Slrassburger Sternwarte ausgeführt wird. Eine nach JR ge-
ordnete Zusammenstellung aller beobachteten Positionen ist
bereits vorhanden und wird als Grundlage für den deüni-
liven Catalog dienen. Mit der Berechnung der Praecessio-
nen ist begonnen, für den zweiten Differerktialquotienten ist
ein« Tafel von Minute zu Minute in JR, und von Grad zu
Grad in Declination berechnet.

E. Becker.

b) Zone 20° bis 15°.

Nachdem ich die Bearbeitung der in der Hauptsache
bereits Mitte 1871 durchgeführten, in den nächstfolgenden
Jahren durch Ausfüllen einiger kleinen Lücken ergänzten
Beobachtungen in der südlichen Berliner Zone seitdem lange
Zeit hindurch nur in zerrissenen und meist kurzen Abschnitten
habe vornehmen können, ist es mir mit November 1887 end-
lich möglich geworden dieselben in einen geregelten und
schnellen, bis jetzt und hoffentlich bis zum vollständigen Ab-
scliluss nicht unterbrochenen Gang zu bringen.

Durch die früheren Arbeiten war die Aufstellung der
Reductionstafeln und die Discussion der Beobachtungen der
Anschlusssteme in der Hauptsache erledigt; seit November
1887 ist nun an der Reduction der Beobachtungen der Zo-
nensterne selbst gearbeitet, und dieselbe bis zu meiner Ab-
reise nach dem Cap Ende April 188g bis auf einen geringen
Rest einmal durchgeführt, indem die Rectascensionen und
Dcciinationen für 1875.0 aus allen Beobachtungen mit fol-
genden Ausnahmen abgeleitet sind :

noch nicht reducirt sind die Zonen (Beobachtungstagel
Nr. 134 — 145 und ein paar einzelne unter den Zonen-
Nummern 236, 238, 242 und 243 registrirte Beobach-
tungen;
für Z. 122 — 133 sind die Declination en erst mit vorläufigen
Aequatorpunkten abgeleitet und fehlt noch die Reduction
auf die definitiven Werthe; endlich habe ich
für dieselben Zonen 122 — 133 noch die Revision der Re-
duclionsrechnung auszuführen.
Ich habe es indessen im Verlauf der Rerisionen, bei

Nikolajew, Zone +x° bis —2°.

Es sind noch ungefähr 600 Beobachtungen nöthig, um
die Lücken in der Nähe der Milchstrasse {jK = 4'' — S"*) aus-
zufüllen, was, bei günstigem Wetter, während des beginnen-
den Herbstes vollzogen werden kann.

Die Bearbeitung der Beobachtungen ist so weit gedie-
hen, dass in nächster Zeit die scheinbaren Oerter aller bis
October 1888 beobachteten Sterne hergeleitet sein werden.

Nikolajew, 1889 Aug. 23. J. Kortazzi.

Berichte über die Beobachtung der Sterne bis zur
neunten Orösee zwischen —2° und —23°.

A. Fundamental-Catalog.

Einen vorläufigen, bereits sehr angenäherten Catalog der
,^03 Anschlusss lerne habe ich aus den Beobachtungen der
Sternwarten Cap der Guten Hoffnung, Madison, Annapolis
und Karlsruhe, welche eigens zum Zweck der Bestimmung
dieser Sterne für das Zonen -Unternehmen ausgeführt sind,
und mit Zuziehung einiger weiteren Quellen — Cordoba Cat,
<jen., Cap-Catalog 1880, Berliner Catalog 1877 — abgeleitet
und im letzten Frühjahr in den Astronomischen Nachrichten
{Hd. 121, Nr. 2890 — 91) veröffentlicht.

Die noch rückständigen, der definitiven Bearbeitung des
Catalogs einzuverleibenden, Beobachtungs reihen betreffend
sind die folgenden Berichte eingegangen.

A. Auwers.
Leiden.

Auch die beiden letzten Jahre waren für den Fortgang
dieser Arbeil ungünstig. Das Wetter war mit Ausnahme eini-
ger ziemlich kurzen Perioden anhallend schlecht, andere Be-
obachtungen, speciell die, welche zur Ortsbestimmung der
bei den Heliometermessungen von kleinen Planeten benutzten
Sterne angestellt wurden, traten mehrfach störend ein, und
endlich waren im letzten Jahre mehrere Stunden der Rect-
ascension für den jetzigen Objectivstand schon nahezu oder

2QO

werthe der Neigung berechnet. Mit der Berechnung de i
Reduction der Antritte auf den Mittelfaden für die zweite
Periode ist — abgesehen von den symmetrisch beobachteten
und in gleicher Weise reducirten Sternen, deren Berechnung
im wesentlichen nur noch der Controle bedarf — erst eben
begonnen.

2. Aus den log (atgs) und den logarithmischen Incre-
menten sind die Refractionen in Periode 1 berechnet l)is
Juli 1885, controlirt bis Febr. 1885, in Periode II berechnet
bis 1887 Juli.

B. Zonen-Beobachtungen.
Strassburg, Zone —tP bis — 6^.

Der Fortschritt der Arbeit, über die zuerst in dem Jah-
resbericht der Sternwarte für 1888 (V.J.S. 24, S. 154) berich-
tet wurde, ist, hauptsächlich infolge der ungewöhnlich schlech-
ten Witterung, ein sehr langsamer gewesen. Es sind — nach
Ausschluss der ersten Serie von Beobachtungen (vergl. den
Bericht für 1888) in dem Zeitraum 1888 Nov. 27 — i88g
Aug. 31 64 Zonen mit 2865 Zonen- und 336 Anhaltsternen
beobachtet worden. Die Beobachter waren am Fernrohr:
Herr Dr. Wislicenus, am Kreise bis Mitte April Herr Kauf-
mann, von da ab Herr Halm. Im August d. J. habe ich
selbst in Abwesenheit des erstgenannten Beobachters einige
Zonen (447 Sterne) in Verbindung mit Herrn Halm beob-
achtet.

Zur Beurtheilung der erlangten Genauigkeit sind einige
in beiden Lagen des Kreises beobachtete Zonen aus dem
P2nde vorigen und dem Anfang dieses Jahres vollständig be-
rechnet worden, wonach der mittlere absolute Unterschied
zwischen den 2 Beobachtungen in den beiden Kreislagen

in iR o? 073 (139 Sterne)
in Decl. if'o8 (149 ^ )
beträgt.

Es darf erwartet werden, dass die Genauigkeit beim
weiteren Fortgang der Arbeit eine dem benutzten Instrument
angemessenere werden wird.

Y.. Becker.

Wien-Ottakring, Zone —6^ bis — 10

Bis Mitte Juni 1889 (bis zum eintretenden Vollmonde)
waren beobachtet

2Q2

+ 55° *" +5**°- 1'^'^ illumination of ihe field of !he mcri-
dian circle has been broiight under more readj- cootrol by
the observer, by means of a flexible gas pipe attached lo
the telescope, and arranged so that the height of the illu-
minating Qame may be varied at pleasure. A red screen,
interposed belween the lantern and the telescope, enables
the fainter stars to be somewhat more easily Seen; but they
are still difficult objects when the sky is hazy, or the air
tremulous. It may be necessary to Substitute for the pre-
sent reticuie one having coarser lines, in order to complete
the work.

The observations with the telescope have been made
by Professor Searle, The microscopes have been read by
Mr. T. F. White, and subsequently by Mr. J. A. Dünne.

Harvard College Observatory,
Cambridge (U.S.), June 25, 1889. Edward C. Pickering.

Washington, Zone —14° bis —18°.

The Stars, about 8600 in number, in the zone assigned
to this Observatory were reduced to the Epoch iSgo.o and
arranged in 207 observing zones with an average width of
59'; the number of slars in each zone averaging 42.

Everything was ready to begin the observing in No-
vember 1888 when ray observing force was unexpectedly
reduced so that 1 have been nnable to make any observa-
tions on the zone work.

I hope to have ray observing force increased when 1
shall push the observing as fast as possible.

Washington, June 6, 1889. J. R. Eastman.

Algier, Zone —18° bis — a3°.

(Aus einem Schreiben von M. Trdpied an Hm. Auwers vom 30. Juli iSSq.)
Les retards apportus par le constnicteur ä la livraison
du cercle meridien que vous avez vu presque acheve en 1887
k Paris, ne nous ont point permis d'entreprendre les zönes
avant le mois de Janvier de rette ann^. Rien que l'annce
ait ütü exceptionnellement raauvaise pour les observations. le
nombre des observations faites A la fiii du mois de Juin dö-
passait 3CHD0, et la plupart des ütoiles comprises daris ces
SLTies onl i'te observi;es deux fois.

Les observations sont continuces avec auCant d'activite
que lo permet iV-tat du cid. J'espi'-re que le nombre de 6000
observations pourra i'lrr iittcint dans l'annee, et je pense
qu'il faudra onviron trois ans pour mciier Ic travail a la fin.

294

Unsicherheitsgrenzen herbeiführten. Die Weiterberechnung des
Cometen durch Herrn Dr. Backlund darf wohl auch nach
Abschluss der die Erscheinung von 1885 noch mitberücksich-
tigenden Untersuchung als gesichert betrachtet werden.

2. Faye*scher Comet. Für die Wiederkehr des Co-
meten im Jahre 1888 hatte der langjährige Berechner, Prof.
A. Möller, keine Ephemeride veröffentlicht. Die von dem-
selben im Berliner Jahrbuche für 1882 mitgetheilten Elemente
erwiesen sich aber als ausreichend, um den Cometen auf
Grund einer ohne Berücksichtigung der Störungen seit der
letzten Erscheinung berechneten Aufsuchungs - Ephemeride
aufzufinden und über ein halbes Jahr lang zu verfolgen.

3. d'Arr est' scher Comet. Die nächste Erscheinung
des seit 1877 nicht mehr gesehenen Cometen steht Mitte
1890 bevor. Berechner des Cometen ist Herr Leveau.

4. Brorsen'scher Comet. Dr. E. Lamp hat die Be-
rechnung dieses seit längerer Zeit verwaisten Cometen über-
nommen. Der Comet wird demnächst wiederkehren; zuletzt
ist er 1879 beobachtet worden.

5. Winnecke'scher Comet. Durch die eingehenden
Untersuchungen von Dr. E. Freiherr v. Haerdtl ist die in
den letzten Jahren eingetretene Stockung in der Bearbeitung
des Cometen vollständig gehoben. Die genaue Vorausbe-
rechnung für die nächste Erscheinung, Sommer 1892, ist be-
reits nahezu vollendet.

6. Erster TempeTscher Comet. Berechner ist R.
Gautier. Der Comet ist bis jetzt in drei Erscheinungen, 1867,
1873 und 1879 beobachtet worden. Nächste Wiederkehr
Ende 1891.

7. Zweiter TempeTscher Comet. Herr Schulhof,
der den Cometen bearbeitet, hatte für die Erscheinung 1888 —
89 eine genaue Vorausberechnung geliefert, die aber leider,
wegen der ungünstigen Stellung des Cometen zur Sonne,
nicht zur Auffindung führte. Auch 1883 ist der Comet nicht
gesehen worden, so dass bis jetzt nur zwei beobachtete Er-
scheinungen, 1873 und 1878, vorliegen. Nächste Wieder-
kehr 1894.

8. Dritter Tempel 'scher Comet. Die Wiederkehr
dieses seit der zweiten, unabhängigen, P^.ntdeckung im Jahre
1880 nicht wieder gesehenen Cometen steht Ende 1801 be-
vor. Berechner des Cometen ist Herr J. Bossert.

Ein augenblickliches Bedürfniss für die Bearbeitung der
noch restirenden fünf periodischen Cometen — des Tultle'-
schen, Halley'schen, Poiis'schen, Olbers'schen und Biela'schen
— liegt nicht vor; für den Tuttle'schen ist zu erwarten, dass
Dr. Rahts seine Berechnung weiter führt; die Bearbeitung

295

des Pons'scheii Cometen haben die Herren Schulhof und
Bossert schon auf die Erscheinung 1883 — 84 ausgedehnt;
die Berechnung des Oibers'schen Cometen will Herr F. K.
Ciinzel auch weiterhin übernehmen.

Von den Cometen mit kurzer Uinlaufszeit, die in dem
letzten Jahrzehnt entdeckt sind, steht für i8J<i V (Denning),
1884 II (Barnard) und 1884 III (Woif) die zweite Erscheinung
in den nächsten zwei Jahren bevor. Die Vorausberechnung
des erstgenannten Cometen, 1881 V, wird Dr. B. Matthiessen
übernehmen; aus der ersten Erscheinung abgeleitete defini-
tive Bahnelemeiile hat ilerselbe vor kurzem veröffentlicht.

Auch von dem Cometen 1884 II ist die erste Erschei-
nung bereits definitiv von Herrn ßerberich bearbeitet worden;
von einer Vorausberechnung für die ziveite Erscheinung sieht
derselbe ab, da die ungünstige Stellung des Cometen zur
Sonne doch eine VViede rauf findung nicht zulassen wird.

Die Vorausberechnung der zweiten Erscheinung des
Cometen 1884 III wird Dr. L. Struve durchführen; nach den
Untersuchungen von Pfarrer Thraen findet die Wiederkehr
im Sommer i8yi statt,

Ueber den Stand tier Bearbeitung der beiden letzten
zu dieser Klasse gehörenden Cometen, 1886 IV (Brooks),
übernommen von den Herren Dr. S. Oppenheim und Dr. F.
Bidschüf, und 1886 VII (Einlaj), übernommen von Herrn
Professor L. Boss, ist dem Referenten nichts bekannt ge-
worden.

Aus dem Vorstehenden wird man mit Befriedigung er-
kennen, dass sich sämmtliche periodische Cometen, soweit
deren augenblickliche Bearbeitung erforderlich ist, in festen
Händen befinden, und dass voraussichtlich für eine Reihe
von Jahren die fortlaufende Berechnung derselben durch frei-
willige Beiträge gesichert ist.

B. Nicht periodische Cometen.
Aus dem Zeiträume 1800 bis Ende 1888 können zur

-296

Comet

Berechner

Comet

Berechner

1819

Dr.

J. Holetschek

'855

Prof. Kokides

i8ig

Dr.

Larss6n

^857

III

1822

[858

VII

Prof. E. Weiss

1822

III

]

^859

•

1822

]

[862

Stw. Göttingen

1823

]

[863

Dr. Rosmanith

1824

Dr.

W. Doberck ]

[864

Schroeter

1824

Dr.

S. Oppenheim i

r864

1825

]

[867

Dr. L. Becker

1825

]

1870

Bartfay

1826

[871

Dr. Lorentzen

1826

III

r873

Sternwarte Kiel

1826

1874

1826

r879

A. Palisa, Prof. T,

1827

Zona

1827

III

]

[880

Dr. B. Schwarz

1830

[880

C. F. Pechüle

1835

[881

1840

Rechenberg i

t88i

III

Dr. L. de Ball

1840

Schultz (Upsala) i

[882

III

Stutz

1842

]

1883

Stw. Göttingen

1843

Prof. E. Weiss i

[883

F. J. Parsons

1843

Dr.

Zwink

1885

III

Prof. GallenmüHer

1844

Prof. L. Boss ]

[885

Dr. F. Cohn

1844

]

1886

A. Svedstrup

1844

III

]

[886

Pfarrer Thraen

1845

]

t88ö

Prof. G. Celoria

1845

III

Prof. E. Weiss ]

[886

S. Oppenheim und

1846

VII

F. Bidschof

1 84(1 VIII

Dr.

S. Oppenheim i

[886

1847

Dr.

B. Schwarz ]

[886

VII

Prof. L. Boss

1849

]

[886 VIII

Halm

1849

111

Dr.

F. Bidschof ]

[886

Buschbaum, Prof.

1850

Stw

. Göttingen

Hoover

1851

III

Dr.

R. Spitaler ]

[887

Dr. C. Stechcrt

1852

Kloock ]

[887

111

Mag. Heinricius

1853

Prof. Kokides ]

[888

Berberich, Campbell

1853

III

]

[888

III

Prof. E. Millosevich

1853

]

[888

1854

III

]

[889

M»« Klumpke

1854

In der Columne Berechner sind diejenigen Astronomen
angegeben worden, welche den betreffenden Cometen zur
definitiven Berechnung übernommen haben.

298

1766 II. Die vermuthete Identität mit dem Winnecke'schen
Cometen ist noch nicht näher untersucht.

1774. Burckhardt hat eine hyperbolische Bahn abgeleitet

Dr. Ericsson hat sich bereit erklärt den Cometen 1779
definitiv zu berechnen; ferner wird Dr. Larss6n bei Gelegen-
heit der Bahnbestimmung des Cometen 18 19 IV auch die
Identität desselben mit 1743 I einer näheren Prüfung unter-
ziehen.

Weiter als bis 1700 zurück gedenkt Referent das Ver-
zeichniss der revisionsbedürftigen Cometen nicht auszudehnen.
Je weiter man nämlich in der Cometenliteratur zurückgeht,
desto schwieriger wird es, bestimmte Cometen für eine neue
Bahnbestimmung auszuwählen. Mehr oder weniger können
alle bis auf die Zeiten Bessel's berechneten Cometenbahnen
als verbesserungsbedürftig angesehen werden; ob es sich aber
lohnt, diese Verbesserung, die mit einer eingehenden Kritik
der Beobachtungen und Hinzuziehung verbesserter Stern- und
Sonnenörter verbunden sein müsste, vorzunehmen, kann nur
bei jedem Cometen individuell durch Prüfung der Beobach-
tungen selbst entschieden werden. In dieser Beziehung aber
eine Auswahl der älteren Cometen zu treffen, sieht sich Re-
ferent wegen der Unzulänglichkeit des auf der hiesigen Stern-
warte befindlichen Quellenmaterials ausser stände; ganz ab-
gesehen davon, dass eine solche nicht mühelose Arbeit wohl
kaum zu dem geringen Interesse, welches der Berechnung
der älteren Cometenerscheinungen entgegengebracht wird, in
richtigem Verhältnisse stehen würde.

Wenn Referent zum Schlüsse noch einen Wunsch aus-
sprechen dürfte, so wäre es der, dass die Berechner von älte-
ren Cometenerscheinungen stets die Grenzen angeben möch-
ten, innerhalb deren man die Elemente variiren kann, ohne
mit den Beobachtungen in Widerspruch zu gerathen. Ein
lehrreiches Beispiel in dieser Beziehung bietet der Comet
von 1668, dessen von Henderson abgeleitete Bahn nicht
hätte ahnen lassen, dass die zu Grunde gelegten Beobach-
tungen durch eine dem Cometen 1843 I ähnliche Bahn sich
gleichfalls innerhalb der Unsicherheitsgrenzen darstellen liessen.

Bechnungs - Abschluss

für die Pinanzperiode vom i. August 1887 bis 31. Juli i

Einnahme :
Cassenbesland am 1, August 18I

Eintrittsgelder

Jahresbeiträge ;

10298
360

ioö

Ausgabe : «^

Uebertrag . ij 18091

Feuerversicherung für die Bibliothek und das ;

Bonner Depot ;; 35

Unkosten der Versammlungen 50

Zu Lasten des Zonenfonds 123

Insgemein 60

Cassenbestand am 31. Juli i88g ,; 6809

[25170
Vermögensbestand :

M. 6809.51 Cassenbestand.

> 2400 4proc. Prioritäten der Hessischen Ludwigsbahn de

1868.

» 7500 4proc. Prioritäten der Leipzig-Dresdener-Eisenbahn.

» 10200 4proc. conv, Magdeburg -Leipziger Prioritäts - Obli-
gationen der Magdeburg -Halberstädter Eisen-
bahn Lit. A. de 1876.

» 5100 4proc. consolidirte preussische Staatsanleihe.

» II 700 4proc. Stockholmer Stadtanleihe de 1885.

» 10800 4proc. Gold-Prioritäten der Oesterreichisch-Franzö-

sischen Staatsbahn.

» 1 2000 3^/2 proc. Prioritäts - Obligationen IIL Serie Lit. C

der Bergisch-Märkischen Eisenbahn-Gesellschaft.

» 10500 3V2proc. Schwedische Staatsanleihe de 1886.

Hiervon sind für den Zonenfonds zurückgestellt M. 35261.92*.
Leipzig, 1889 Juli 31.

Der Rendan t: H. Bruns.

Vorstehenden Reclinungsabschluss haben wir mit den
vorhandenen Belägen verglichen und in Uebereinstimmung
gefunden. Ausserdem haben wir uns überzeugt, dass der
rechnungsmässige Cassenbestand, nämlich:

M. 6614.08 Guthaben bei der Leipziger Bank (verzinslich

angelegt),
> 195.43 Bestand in der Gasse des Rendantcn,
vorhanden ist, dass ferner die vorbezeichneten Effecten, näm-
lich im Nennwerthe Siebenundvieraigtausendsiebenhundert
Mark zu 4% und Zweiundzwanzigtausendfünfhundcrl Mark
zu 3V2V0 ^^^ ^^^ Reichsbank zu Berlin im Comptoir für

* Gültig für 1888 Juli 31. Unter Hinzurechnung der vom Vor-
stande am 7. Sept. 1889 beschlossenen weit ern Dotation stellt sich nun-
mehr der Betrag auf M. 38627.46 nebst Zinsen vom i. Augnsl 1889 ah.

hrg. VII.

332

353

338

342

. VIII.

334

30«

323

IX.

340

326

325

316

322

321

327

XI.

320

312

325

321

. XII.

297

296

304

309

- XUI.

282

302

277

294

. XIV.

298

299

292

290

. XV.

291

294

296

• XVI.

296

295

276

275

. XVII.

^SO

270

271

280

. XVIII.

280

282

281

265

. XIX.

'49

■37

■36

■39

. XX.

141

■38

■ 40

. XXI.

■31

■33

121

■34

- XXII.

Iift

122

130

. XXIII.

■30

129

Supplementheft zu Jahrg. III. 321
> - IV. 354

. - XIV. 280

Im Besitz der Gesellschaft befiDden sich ferner folgende
Instrumente;

1. ein photographisches Femrohr von C. A. Steinheil Söhne
von 6 Zoll Oeffnung, z. Zt. auf dem Potsdamer Obser-
vatorium aufbewahrt;

3<H

Berlin, Centralbuteau der Internationalen Erdniessung;

Verliandlungen der vom 21. bis zum 29. Oclober 1BS7 auf der
Sternwarte zn Nizza abgehaltenen Conferenz der Perma-
nenten Commission, 4'', Berlin 1B88.

Supplement; Ferrero, A., Rapport sur lea Triangulations. 4".

Börsch, O., Geodätische Literatur. 4". Berlin 1889.
Berlin, Königliche Slernwarle: Beobachlungs-Ergebnisse.

Heft No. I. Resullate aus Beobachtungen von 5:1 Bradley'-
scben Sternen am grossen Berliner Meridiankreise von
Dr. E. Becker. 4°. Berlin 1881.

Heft No. 2. Resullate aus Beobachtungen von 670 Sternen an-
gestellt in den Jahren 1SS5 und 1SS6 am grossen Berliner
Meridiankreise von Dr. F. Küstner. 4°. Berlin 1887.

Heft No. 3. Neue Methode znr Bestimmung der Aberrations-
Constante nebst Untersuchongen über die VetSnderlichkeit
der Polhöhe von Dr. F. Köslner. 40. Beriin 1888. "

Heft No. 4, Ableitung der Recuscensionen der Sterne des
Fundamental -Cataloges der Astronomischen Gesollschall
aus den von H. Romberg in den Jahren 1S69— 187J am
grösseren Meridian -Instrumente der Berliner Sternwarte
angestellten Beobachtungen von Dr. A. Marcuse. 4°.
Berlin 188S.

1887.
Bordeaux, Observatoire :

Annales Tome II. 40. Paris 1887.
Bordeaux, Soci£l£ des Sciences physiqnes et naturelles:

M*moires. Sine III. Tome II. Cah. 2. 8°. Bordeaux 1889.
Boston, American Acadetny of Arts and Sciences;

Proceedings. New Series. Vol. XIV, Part. 11. Vol. XV, Pan. I.
80. Boston 1887. 1B88.
Bruxellea, Obsetvatoire Royal ;

Annales. Nouvelle S^rie. Annales astronornique«. Tome V, Fase. 3.

Tome VI. 4". Bruielles 1885. 1887.
Annuaire, 556 et Joe annie. 8°. Bruxellcs 1887. 1889.
Biuxelles, Acad^mie Royalc de Belgique:

Mimoires de l'AcadL'mie des sciences, des lettres et des beaux-

artä. Tome 46. 4". Brvxellcs 1886.
Mämoires courODois et M^raoires des Savants fitrangers. Tome 47.

48. 40, Bruielies 1886.
Mimoires couronnis et aulres Mimoitea. Tome 37. 38, 39. 8".
Bruielles 1886.

305

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Cambridge, U. S., Astronomical Observatory of Harvard College:

Annais. Vol. Xm, 2. XVIII, 1—9. XX, 1. 40. Cambridge

1888. 1889.
Boy den Fund. Circular 2.
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Pickering, E. C, 42^*» and 43* annual Report of the Dircctor.

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Pickering, E. C, Henry Draper Memorial. Second and third

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Cördoba, Observatorio Nacional Argentino:

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St. Petersburg, Kais. Russ. Generalstab, topographische Abtheilung:
Memoiren. Vol. 42. 43. (Russisch.) 40. St. Petersburg 1888.
St. Petersburg, Universitäts-Sternwarte:

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servanlur. 8°. Petropoli 1888.
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Proceedings. Vol. XXIV. No. 125. 126. Vol. XXV. No. 127.
128. 8°. Philadelphia 1887. 1888.
Pulkowa, Nikolai-Hauptsternwarte:

Observations. Vol. XII. XIV. Folio. St. Pötersbourg 1887. 1888.
Struve, O., Jahresbericht für 1886—87. ^o. St. Petersburg 1887.
Rio de Janeiro, Observatoire Imperial:

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6—9. II. 12. Anno IV, No. 1 — 6. 8». Rio de Janeiro
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Annuario para o anno de 1885. de 1886. de 1887. i(fi. Rio de
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Roma, Reale Accadcmia dei Lincei:

Atti. Anno 283. Serie IV. Memorie della classe di scienzc
fisiche, matematiche e naturali. Vol. III. Anno 284. Serie
IV. Vol. rV. 4^ Roma 1886. 1887,
Atti. Anno 284. Serie IV. Rendiconli, Vol. III, Fase. 13. I. Sem.
Vol. III. II. Sem. Anno 285. Serie IV. Rendicond, Vol.IV.
Anno 286. Serie IV. Rcndiconti, Vol. V, Fase. 1 — 6.
I. Sem. 80. Roma 1887—89.
San Fernando, Observatorio de Marina:

ABales. Secc. II. Obscrvaciones meteorolögicas. Afio 1886. 1887
Folio. San Fernando 1887. 1888.

309

Schweiz, InlernatioDale Erdmessnog:

Le rjseau de triangulalion Saisse. Vol. III. 4°. LsusuDne 1S8S.
Das Schweizerische Dreiecksnetz. Band IV, 40. Zürich 1889.
Stockholm, Topographische Ablhcilung des Schwedischen Generalslabes ;
Astronomisch - geodätische Arbeiten. Band 11, Hefl 1. Von P.
G. Rosin. 4°. Stockholm [888.
Tacobaya, Observatorio Astronoraico Nacional;

Anoario para el aBo 1888. 1889. 16". MÄiico 1887. 1888.
Taschkenl, Astronomisch-physikalisches Obäervatoriam :

Memoiren. Theil H. (Russisch.) 4". Moskau 1888.
Tifits, Physikalisches Observatorium:

Mielherg, J., Meteorologische Beobachtungen im Jahre 1886.

&•>. TiHis 1888.
Mielberg, J., Magnetische Beobachtungen in den Jahren 1S84 —
1885. 1886—188;. S". Tiflis 1887. 1888.
Triesl, K. K. Observatorium ;

Astronomisch- nautische Ephemeriden für das Jahr 188S. 1S89.
1890. 8". Triest 1886—88.
Turin, Reale Osservatorio della Universitä:

fiollctino. Anno XXI, 1886. 40. Torino 1887.

Charrier. A., Eßemeridi del Sole, della Luna e dei principali

Pianeli per l'anno 188S. 8°. Torino 1SS7.
Porro, F., Osservazioni delle Comete FinUy e Barnatd-Hartwig.
Nota 1—3. 80, Torino 1887.
Upsala, Societas Regia Scienliarum Upsaliensis;

Nova Acta. Serie III, Vol. XIH, Fase. U. 4". Upsala 1887.
Venusdurchgang ;

n\f Vo.i...<).irrh.>5na.> iRn, „„A <HHl Hprii-ht ühtr dir doiit.

3^o

Wien (Ottakring):

Publikationen der v. Koffner'schen Sternwarte. Bd. I. Folio.
Wien 1889.
Wien (Währing), K. K. Universitats-Stemwarte :

Annalen. Band V. VI. 40. Wien 1887. 1888. ^

Zürich, Sternwarte:

R. Wolf, Astronomische Mittheilungen Nr. 70 — 73. 80 Zarich
1887—89.

II. Bücher, Dissertationen, Separatabdrücke und ein-
zelne Nummern aus Zeitschriften etc.

Airy, G. B., Numerical Lunar Theory. 4°. London 1886.

Ambronn, L., Beitrag zur Bestimmung der Refractions- Konstanten.
40. Hamburg 1887.

Ästrand, J. J., Om en Auxiliartabel til Losning af Kepler*s Problem.
40. Bergen 1887.

Auwers, A., Neue Reduction der Bradley'schen Beobachtungen aus
den Jahren 1750 bis 1762. Dritter Band, den Stemcata-
log für 1755 und seine Vergleichung mit neuen Bestim*
mungen enthaltend. Folio. St. Petersburg 1888.

Backlund, O., Comet Encke 1865— 1885. (Möm.) 40. St. Pitersbourg
1886.

Battermann, H., Untersuchungen über die Gestalt der Bilder und die
Theorie der Messungen ausserhalb der optischen Axe von
astronomischen Instrumenten. Mit specieller Berücksichti-
gung des Heliometers mit ebener Führung. (A. N. Bd. 120.)
40. Kiel 1889.

Bauschinger, J., lieber die Biegung von Meridianfemrohren. (Habtl.-
Schrifi.) 40. München 1888.

Bohlin, K., Om betydelsen af lefvande kraftens princip for frägan om
dynamiska Systems stabilitet. (Sv. Ak. Handl. 13. i.) S^.
Stockholm 1887.
• Om bestämningen af konstantem a vid den dagliga nuta-

tionen (Vet. Ak. Förh. 1888. 3.) 8°. Stockholm.

> Om en grupp af differentialeqvationer, hvilkas Solution
medfÖr s. k. smä divisor. (Vet. Ak. Förh. 1887. 5.) 8®.
Stockholm.

» £n generalisation af Laplace's undersökning af librationen

i planetteorien. (Vet. Ak. Förh. 1888. 5.) 8°. Stockhohn.

> Ueber eine Annäherungsmethöde in der StÖrungstheorie.
(Vet. Ak. Handl. 14. 5.) 8°. Stockholm 1888.

Broch, Ph., Bahnbestimmung des Kometen 1867 III. (Wien. Akad.)
80. Wien 1889.

Dembowski, H., Misure micrometriche di stelle doppie e multiple falle
negli anni 1852— 1878. Vol I. IT. 40. Roma 1883. 1884.

Dollen, W., Stern -Ephemeriden auf das Jahr 1888 zur Bestimmung
von Zeit und Azimuth mittelst des tragbaren Durchgangs-
instrumentes im Verticale des Polarsterns. 8<>. St. Peters-
burg 1887.
» Stern-Ephemeriden auf das Jahr 1889 zur Bestimmung von

Zeit und Azimnth mittelst des tragbarea Durchgangtin-
EtTumeiil«» im Veiticate des Polarsterns. S". St. Peters-
burg iSSS.

3»2

Ginzel, F. K , Ueber die Möglichkeit, Sonnenfinsternisse mit freiem Auge
zu sehen, mit besonderer Rücksicht auf die Römer. (Wo-
chenschr. f. klass. Philol. 1888.) 4°.
9 Beobachtungen von Nebelflecken. (Astr. Nachr. Bd, 1 1 8.) 4°

GaiUot, A., Theorie analytique du mouvement des plan^es. — Expres-
sion g6n^rale des perturbations qui sont du troisidme ordre
par rapport aus masses. (Bull. astr. 1888.) 8^.

Gothard, £. v., Verbesserungen am Meyerstein'schen Heliostaten and
eine Methode, die Richtung der Sonnenstrahlen zu kon-
troliren. 4°.

> Universal - Camera für Himmelsphotographie. (Ztsch.r. f.
Instr .-Kunde 1888.) 4°.

Harzer, P., Untersuchungen über einen speciellen Fall des Problems
der drei Körper. (M^m.) 40. St. P^tersbourg 1886.

> Ueber die Apsidenbewegung der Mondbahn. (Astr. Nachr.
Bd. 118.) 40.

> Ueber eine Differentialgleichung der Störungstheorie. I.
(Astr. Nachr. Bd. 119.) 40.

Hilfiker, J., Sur l'^quation personnelle dans les observations de pas-
sage. 8°. Neuchätel 1888.
9 L'influence de la pression de l'air sur la marche des chro-

nom^tres. 8°. Neuchätel 1889.
Holden, E. S., List of recorded earthquakes in California, Lower Cali-
fornia, Oregon and Washington Territory. 8". Sacramento
1887.
» Earthquakes in California and elsewhere. (January Over-

land.) 80.

> The total Solar eclipse of 1889, January i, in California.
Probable meteorological conditions at that time. (Monihly
Not. 1888.) 80.

> Suggestions for observing the total eclipse of the Sun on
January i, 1889. 8°. Sacramento 1888.

Holetschek, J., Ueber die Frage nach der Existenz von Cometensyste-
men. (Wiener Akad. 1887.) 8°.
» Ueber die Bahn des Planeten (iii) Ate. (Wiener Akad.

1887.) 8°.

> Bahnbestimmung des Planeten (i 18) Peitho. (Wiener Akad.
1888.) 8°.

Houzeau, J. C, et Lancaster, A., Bibliographie g6n6rale de Tastrono-

mie. Tome I. Ouvrages imprim^s et manuscrits. f« partie.

80. Bruxelles 1887.
Huth. E., Societatum Litterae. Verzeichniss der in den Publikationen

der Akademieen und Vereine aller Lander erscheinenden

Einzelarbeiten auf dem Gebiete der Naturwissenschaften.

Jahrbuch 1887. 8«. Berlin 1888.
Konkoly, N. von, Praktische Anleitung zur Himmelsphotographie nebsl

einer kurzgefassten Anleitung zur modernen photographi«

sehen Operation und der Spectralphotographie im Cabinet.

80. Halle a. S. 1887.
I^angley, S. P., Address delivered at the Cleveland Meeting, August

1888. 80. Salem 1888.
» Energy and vision. (Am. Journ. of Sc. 1888.) 8°.

Larss^n, R., Ueber die Bahn des Cometen 1877 VI. (Vct. Ak. Handl.

2. 8) 80. Stockholm 1887.

313

Maltese, F., La BIosoüb di E. Caporali e il pensiero Eci«iitifico. S°.
Viitort« 1888.

UesseTHchniiti, J. B., Speclralpbotometrisclie UntersQchniif[en einiger
photographischer Sensibilalorea. (Pogg. Ann. 1885.) 8°.
t Ueber diffuse Reflexion. (Inaug.-Diss.) 8°. Leipdg 18S8.

MutleT, Frank, Definitive delenniDation of Comet 1887 lY. (Inaug.-
Diss.) (Astr. Journ. No. 174-5) 4°.

Nobile, A., II cerchio meridiano Reich enbach-Heartaux del R. Osser-
vatnrio di Canndimante. a". Nacoli lR8fl.

Searle, A., Atmospheric economy of Solar radiation. (Proc. Am. Acad.
1888.) 8°.

Seeliger, H., Zur Theorie der Beleuchtung der grossen Planeten, ins-
besondere des Saturn. (München. Akad. Abh. II. Cl.
1887.) 40.

> Fortgesetzte Untersuchungen über das mehrfache Stern-
system ^ Cancn. (ibid. 1888.) 4<>.

» Zur Photometrie zerstreut reflectirender Substanzen. (Mün-

chen. Akad. Sitz.-Ber.). 80.
Stone, O., Address before the section of mathematics and astronomy,

American Association for the advancement of Science, ai

the Cleveland Meeting, August 1888. Motions of the

Solar System. 8<^. Salem Mass. 1888.
Struve, H., Beobachtungen der Satarnstrabanten. Erste Abtheilung:

Beobachtungen am 15 zölligen Refractor. (Suppl. I. Obs.

de Poulkova.) Folio. St. P^tersbourg 1888.
Struve, L., Bestimmung der Constante der Praecession und der eigenen

Bewegung des Sonnensystems. (M6m.) 40. St. P^tersbourg

1887.
Struve, O., Der Nebelfleck um C Orionis. (M^langes.) 80. St. P^ters-

bourg 1887.
Tisserand, F., Traitö de m^canique c61este. Tome I. Perturbations des

planstes d'apr^s la möthode des constantes arbitraires.

40. Paris 1889.

> Sur une öquation diff^rentielle du second ordre qui joue
un röle important dans la mecanique Celeste. (Annales de
la Facult6 de Toulouse.) 40.

Todd, D. P., Preliminary report (unofBcial) on the total solar eclipse
of 1887. (American Eclipse Expedition to Japan, 1887.)
80. Amherst, Mass. 1888.

Unterweger, J., Zur Cometenstatistik. (Wien. Akad. Anzeiger XIX.) 8<>.

Weissenborn, H., Gerbert, Beiträge zur Kenntniss der Mathematik
des Mittelalters. 8». Beriin 1888.

Westphal, A., Basisapparate und Basismessungen. II. (Ztschr. f. Instru-
mentenkunde 1888.) 80.

Weyer, G. D. E., Beitrage zur Berechnung der Deviation der SchiflTs-
kompasse, mit Untersuchungen über die ältesten Flinders'-
schen Deviationsbeobachtungen. (Ann. d. Hydr. 1888.) 80.

> Ueber die säkulare Variation der magnetischen Declina-
tion in Rio de Janeiro. (Ann. d. Hydr. 1888.) 8°.

» Nachtrag zu dem Artikel: Ueber die säkulare Variation

der magnetischen Declination in Rio de Janeiro. (Ann.

d. Hydr. 1889.) 8«.
Winlock, W. C, Bibliography of Astronomy for the year 1887. 8<*.

Washington l888.
Wislicenus, W. F., Untersuchungen über den absoluten persönlichen

Fehler bei Durchgangsbeobachtungen. 4°. Leipzig 1888.

Verzeichniss

der

Mitglieder der Astronomischen Gesellschaft.

•d'Abbadie, A,, Mitglied des Institut de France, in Paris,

Rue du Bac 120.
*Abbe, Cleveland, Professor. Adresse: Signal ofifice. War

Department, in Washington,
*Abbe, K., Professor und Director der Sternwarte in Jena.
•Adams, J. C, Piofessor und Director der Sternwarte in

Cambridge (England).
Adolph, C, Dr. phil., Oberlehrer am Gymnasium in Sorau.
Albrecht, Th., Dr. pbi!., Professor, Sectiows-Chef im Geo-
dätischen Institut in Berlin, W., Wichmannstrasse 12c,
Ambronn, L., Dr. phil, Observator der Sternwarte in Göt-
tingen, Gaussstrasse 3.I,
•Andr6, C, Director der Sternwarte in Lyon.
Anton, F., Dr. phil., Adjunct der nautischen Sternwarte in

Triest, Piazza Lipsia i.
Auwers, A., Geh. Regierungsrath und Mitglied der k. Aka-
demie der Wissenschaften in Berlin, S.W., Linden-
suasse 91. Mitglied des Vorstandes der Astro-
nomischen Gesellschaft.
Backlund, J. O., Dr. phil., Staatsrath, Mitglied der k. Aka-
demie der Wissenschaften, St. Petersburg, Wassili
Ostrow, 7, Linie.
Baiiiaud, B,, Professor, Director der Sternwarte in Toulouse.
•Bakhuyzen, E. F. van de Sande, Dr. phil., Observator

der Sternwarte in Leiden.
'Bakhuyzen, H. G. van de Sande, Professor und Director
der Sternwarte in Leiden. Stellvertreter des
Vorsitzenden der Astronomischen Gesell-
schaft.
de Ball, Leo, Dr. phil, Assistent der Sternwarte in Lüttich.
•Bamberg, C, Mechaniker in Friedenau bei Berlin,
Kaiserstrasse rö.

3i6

Bansa, G., Kaufmann iti Sachseriliausen bei Frankfurt

a. M., Gartenstrasse ii.
Bartfay, J., Assistent am Polytechnicum In Budapest,

Hunjadygasse 25.
•Battermann, H., Dr. phil., Astronom Jn Berlin, S.W.,

Wartenburgstrasse 16.
'Baumgartner, G., Dr. phil. in Wien, Währing.
"Bauschinger, j., Dr. phil.; Observator an der Sternwarte

zu München.
Becka, G., Professor in Prag.

Becker, E., Dr. phil., Professor und Director der Stern-
warte in Strassburg i. K.
Becker, L., Dr. phil., .Assistent an der Sternwarte in Edin-

burg.
*Behrmann, C, Director der Navigationsschule in Elsfleth.
•Belikoff, S., Hauptmann, Professor an der Ale.tander-Mi-

litärschule in Moskau.
V. Berg, F. W., Professor, Staalsrath in Wilna, Pohulanka,

Haus Bogdanowitsch.
Berthold, R., Dr. phil., k. Vermessungs-Ingenieur in Leip-
zig, Aeussere Hospital Strasse i. A. JII.
»Block, E., Director der Suewarle in Odessa.
Borgen, C. Professor, Vorsteher der Marine-Sternwarte in

Wilhelmshaven.
Börsch, A., Dr. phil,, Assistent am k. Geodätischen Insti-
tut in Berlin, W.. Genthincrstrasse 34.
Bohlin, K., Dr,, Assistent des Observatoriums in Stock-
holm.
Bolte, Fr., Dr. phil., Lehrer an der Navigationsschule in

Hamburg.
*Bonsdorff, A., Generalmajor in St. Petersburg, Topo-
graphische Abtheilung des Generalstabs.
*Boss, L., Professor und Director der Sternwarte in A IbanyN. V.
*Bosscha, J., Secretär der Hotländischen Gesellschaft der

Wissenschaften in Haarlem.
•Bredichin, Th., Professor und Director der Sternwarte in

Moskau.
•Brendel, M., Astronom in Berlin S.W., Lindenstrasse 91.
Breusing, A., Dr. phil., Director der Navigationsschule in

"Brunn, J., Dr. phil., Präses des Collegium Ludgerianum in

Münster, Westfalen.
Bruns, H,, Professor und Director der Sternwarte in Leip-
zig, Rendant der .Astronomischen Gesell-
schaft

3<«

*Dubiago, D., Dr. astr., Professor und Director der Stern-
warte in Kasan.

*Dun6r, N., Dr. phiL, Professor und Director der Sternwarte

in Upsala, Schweden.
Ebert, H., Dr. phil., Privatdocent an der Universität in Er-
langen.

*Elkin, W., Dr. phil., Astronom am Yale College Observatory

in Newhaven, Conn. Ü.S.A.
EUery, Rob. L. J., Director der Sternwarte in Melbourne.
*v. Engelhardt, B., Baron, Dr., Dresden, Privatstem warte

Liebigstrasse i.
*Engelhorn, F., Conimerzienrath, Fabrikant in Mannheim.
*Engström, F., Dr. phil., Docent an der Universität in Lund.
*Epstein, Dr. phil., in Frankfurt a. M., Sandweg i6.

*Falb, R., in Leipzig, Carolinenstrasse 29.
Fearnley, C, Professor und Director der Sternwarte in
Christiania.
*Feddersen, B., Dr. phil., in Leipzig, Carolinenstrasse 5.
Fenyi, J., (S. J.), Director der Sternwarte inKalocsa (Un-
garn).
Fievez, Ch., Astronom an der Sternwarte in Brüssel.

Fischer, A., Professor, Sections-Chef im Geodätischen Insti-
tut in Berlin, W., Schwerinstrasse 31.
Fo erst er, W., Geh. Regierungsrath, Professor und Director
der Sternwarte in Berlin, S.W., Enckeplatz 3A.
*Folie, F., Director der Sternwarten in Brüssel und Lütt ich.
*Forbes, G., Professor, 34 Great George Street, London, SW.
*v. Forsch, E., Generallieutenant in St. Petersburg, Was-
sili Ostrow, 17. Linie, 2.

*Franz, J„ Dr. phil., Observator der Sternwarte in Königs-
berg.

Fries ach, C, Professor in Graz.

Frischauf, J., Professor in Graz.

Fritsch, K., Optiker in Wien, VI, Gumpendorfer Strasse 3 1 .
*Fritsche, H., Dr. phil., in St. Petersburg, Wassili Ostrow,
Grosser Prospect, Haus 35, Quartier 11.

Fuess, R., Mechaniker in Berlin, S.W., Alte Jacobstrasse loB.

Fuss, V., Staatsrath, Director der Marine - Sternwarte in
Kronstadt.

Galle, A., Dr. phil., Assistent am k. Geodätischen Institut

in Berlin, W., Genthinerstrasse 34.
Galle, J. G., Geh, Regierungsrath, Professor und Director

der Sternwarte in Breslau.
Gallenmüller, J., Prof. am neuen Gymnasium in Würzbur
*Gauticr, E., Oberst, Director der Sternwarte in Genf.

*Gaulier, Raoul, Dr., Astronom in Genf, Promenade de

St. Antoinc.
*Geeliiiuyden, H., Dr. phil., Observator der Sternwarte in
Christiania.
Gericke, H. A., Dr. phil., in Dresden, Hiibnerstrasse 2,
*Gill, D., Dr., Director der Sternwarte am Cap der guten

Hoffnung.
Ginzel, F. K., Astronom im Recheninstitut der Sternwarte

in Berlin S.W., Lindenstrasse 91,
V. Glasenapji, S„ Professor und Director der Sternwarte

der Kaiserlichen Universität in St. Petersburg.
V, Gothard, E., Gutsbesitzer, Astrophysikalisches Observa-
torium in Heriiny bei Steinamanger, Ungarn.
*Gould, B. A., Dr. phil,, Professor in Cambridge, Massa-
chusetts.
*Graffweg, W., (S. j.), in Feldkirch.
Gravelius, H.. Astronom in Wilmersdorf bei Berlin.
'"Grosch, L., Mechaniker der Sternwarte in Santiago di

Chile.
*Gschwandner, S., Regierungsrath und Director des k. k.

Schottengymnasiums in Wien, I, Schottenslift.
Günther, S.. Dr. phil., Professor am Polytechnicum in Mün-
chen, Akademiestrasse 5. III.
Gyidin, H., Professor und Director der Sternwarte, Mitglied
der Akademie der Wissenschaften in Stockholm.
Vorsitzender der Astronomischen Gesell-
schaft,
•v. Haerdtl, E. Freiherr, Dr. phil., Privatdocent an der
Universität in Innsbruck, Adres.se: Wien 1, Rauhen-
steingasse 8.
*Hagenbach-Bischoff, E., Professor der Physik in Basel.
*Hall, A., Professor U.S.N., Astronom an der Sternwarte in

Washington.
HartingjJ., Dr. phil. in München, Sternwarte [logenhausen.
Hartmann, E., Optiker und Mechaniker in Bockenheim

bei Frankfurt a. M,
"Hartwig, E., Dr. phil., Director der Sternwarte in Bamberg.
*Harzer, P., Dr. phil,, Professor und Director der Sternwarte .

in Gotha.
Hasselberg, B., Dr. jibil., Professor an der Königlichen

Akademie der Wissenschaften in Stockholm.
•Helmen, F. R., Professor und Director des königl. Geo-
dätischen Instituts in Berlin, W., Friedrich- Wilhelm-
strasse 18. III.

320

*Hermite, Ch., Mitglied des Institut de France, Paris, Rue

de la Sorbonne 2.
Herz, N., Dr., Leiter der v. Kuflher'schen Sternwarte in

Wien, Ottakring, Seitenberggasse 11.
Hey de, G., Mechaniker in Dresden, Ammonstrasse 78.

*Hildesheimer, L., Kaufmann in Wien.
H i 1 f i k e r, J. , Dr. phil., Assistent der Stern warte inNeuchätel.
Hirsch, A., Professor und Director der Sternwarte in
Neuchätel.

*Holden, Edward S., Director der Sternwarte auf Mount

Hamilton in Cali formen,
*Holetschek, J., Dr. phil., Adjunct der Sternwarte in Wien,

Währing.
♦Huggins, W., Dr., 90 Upper Tulse Hill, London, S.W.
Janssen, Pierre J.-C, Mitglied des Institut de France,

Director des Observatoriums in Meudon bei Paris.
*Ismail Bey, Astronom in Kairo.
Kam, N. M., Dr. phil., Gymnasial-Professor in Schiedam,

Holland.

*Kapteyn, J. C, Dr. phil., Professorin Groningen (Holland).
Karlinski, F., Professor und Director der Sternwarte in

Krakau.
Kayser, E., Astronom der Naturforschenden Gesellschaft in

Dan zig, Frauengasse 26.
Kelchner, H., Geh. Hofrath, Chef der Gesandtschaftskanzlei

des Deutschen Reichs in St. Petersburg.
*Kempf, Paul, Dr. phil., Assistent an der Sternwarte zu

Potsdam.
*Kesselmeyer, Ch. A., Villa Mon Repos, Altrincham

(Cheshire), England.

Kleiber, J., Docent an der Kaiserlichen Universität in St.
Petersburg, Grosse Morskaja 56.

Klein, H. J., Dr. phil., in Köln, an der Eiche 7.

Klinckert, W., Kaufmann in St. Petersburg, Wassili
Ostrow, I. Linie, Nr. 10.

Knobel, E. B., in Bocking bei Braintree (Essex, England).
*Knoblich, Th., Chronometermacher in Hamburg, Baum-
wall 12.

*Knopf, O., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Jena.
*Knorre, V., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in

Berlin, S.W., Lindenstrasse 91.
*Kobold, H., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Strass-

burg i. E.
V. Kövesligethy, R,, Dr., in Budapest, VIII, Hunjady-

gasse 25.

.321

K o k i d e s, D., Professor und Director der Stein warte in

Athen.
V, Konkoly, N., Dr. phil., Gutsbesitzer, Astrophysikalisches

Observatorium in O Gyalla bei Komorn.
Kortazzi, J., Direclor der Mari ne-Stem warte in Nikoiajew.
'Kortum, H., Professor in Bonn, Meckenheimer Strasse 136.
Kowalczj'k, J., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in

Warschau.
•Kreutz, H., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Kiel.
Krueger, A., Professor und Director der Sternwarte in Kiel.
*Küstner, F., Dr. phiL, Observator an der Sternwarte in

Berlin, S.W., Lindenstrasse 91.
Kuncz, A„ Dr. phil., Director des Obergymnasiums in Stein-
amanger, Ungarn.
*Kundt, A., Professor der Physik an der Universität in Berlin.
Lagrange, Gh., Professor und Astronom an der Stern-
warte in Brüssel, 42 rue Sans-Soüci.
Lakits, F., Dr. phil., königl. Rechaungsrath in Budapest,

Communications-Ministeriura, Postsparkassenamt.
Lamey, Dom Mayeul, O. S. B., in Grignqn (par les Lau-

mes, Cöte d'Or).
*Lamp, E., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Kiel.
Lamp, J., Dr. phil., Astronom in Berlin, S.W., Linden-
strasse 91.
Langley, S. P., Professor, Secretär der Smithsonian Institu-
tion, Director der Sternwarte in Allegheny, Penn-
sylvanien.
Leaveiiworth, F. P,, Professor und Director der Stern-
warte des Haverford College, Pennsylvanien.
Lehmann. P., Astronom in Berlin, \V., Karlsbad iq Ul.
Lehraann-Filh^s, R., Dr. phil., Docent der Astronomie an
der Universität in Berlin, W., Wichmanns trasse 1 1 a,
•Leitzmann, H., Dr. phil., in Magdeburg, Regierungs-
strasse 4.
•Lewitzky, G., Professor an der Universität und Director

der Sternwarte in Charkow.
•Lindelöf, L, L., Dr. phil,, Wirklicher Staatsrath in Hei-

singfors.
"Lindemann, E., Staatsrath, Wissenschaftlicher Secretär an

der Sternwarte in Pulkowa.
•Lindstedt, A., Professor an der technischen Hochschule in

Stockholm.
*Löw, M., Professor und Sections- Chef im Geodätischen Insti-
tut in Berlin, W,, Corneliusstrasse 5- IL
*Loewy, M., Mitglied des Institut de France, Paris, Sternwarte.

322

*Lohse, J. G., Astronom in Fünfhausen bei Elsfleth a. d.
Weser.

Lohse, O., Dr. phil., Observator an der Sternwarte zu
Potsdam.

*Lorenzoni, G., Professor, Director der Sternwarte in Padua.
Lüroth, J., Hofrath und Professor in Frei bürg i. B.

*Luther, R., Dr. phil., Professor und Director der Sternwarte
in Düsseldorf, Martinstrasse loi.

♦Luther, W., Dr. phil., Observator der Sternwarte in Ham-
burg.

♦Majewski, N., Generallieutenant in St. Petersburg, Fur-
stadtskaja 31.

*Marcuse, A., Dr. phil., in Berlin, S.W., Lindenstrasse 91.

*Marth, A., Dr. phil., Markree Observatory, Collooney in

Irland.
Menge ring, E., Bankdirector in Deutz.

*Menten, J., Astronom in Quito, Ecuador.

*v. Merz, S., Dr. phil., jn München.

*Messer Schmitt, J. B., Dr. phil., Ingenieur der schweize-
rischen geodätischen Commission in Zürich, Stern-
wartenstrasse 25.

*Metzger, E., Ingenieur, z. Z. in Stuttgart, Kriegsberger-
strasse 29 II.

*Miesegaes, C. R., Hafenmeister a. D., in Wiesbaden,

Kapellenstrasse 46.
Mittag-Leffler, G., Professor in Stockholm.
Möller, A., Professor und Director der Sternwarte in Lu nd.

*Moritz, A., Staatsrath in Dorpat, Wallgrabenstrasse, Haus

Beylich.
Müller, G., Dr. phil., Observator an der Sternwarte zu

Potsdam.
Neumayer, G., Dr. phil.. Geheimer Admiralitätsrath und
Director der Deutschen See warte in Hamburg.

*Kewcomb, S., Professor U.S.N., Superintendent der Ame-
rican Ephemeris in Washington.

*Nobile, A., Professor und i. Astronom-Adjunct der Stern-
warte in Neapel (Capodimonte).
Nöther, M., Professor in Erlangen.

*Nordenskiöld, Freiherr A. E., Professor, Mitglied der

Akademie in Stockholm. Im Hause der Akademie.

Nyren, M., Dr. phil.. Wirklicher Staatsrath, Astronom an

der Sternwarte in Pulkowa.
Oertel, K., Assistent der k. Bayerischen Gradmessungs-
Commission, Sternwarte Bogenhausen bei München.

*Oom, F. A.. Capitän, Director der Sternwarte in Lissabon.

♦Oppenheim, H., Dr. phil., in Berlin, W., Blumeshof i.

Oppenheim, S,, Dr. phil., Observator an dct v. Kuffner'schen

Sternwarte in Wien, Oltakring.
V. Orff, C, Generalmajor, Director des Topographischen

Bureaus in München, Rindennarkt 7 III.
*Ourfeinans, J. A. C, Professor und Director der Sternwarte

in Utrecht.
*Palisa, A,, Astronom an der Sternwarte in Wien, Währing.
"Palisa, j., Dr. phil., Adjunct der Sternwarte in Wien,

Währing.
Pasquier, E., Dr., Professor an der Universität in Loe-

wen, nje Marie-Therösc 22.
Pauly, M., Dr., Fabrikdirector in Mühlberg a. E.
Pechüle, C. F., Observator an der Sternwarte in Kopen-

hagsn.
•Perott, J., Adresse: Johns Hopkins Universily, Baltimore.
Perrotin, J., Director der Sternwarte bei Nizza.
Peter, B., Dr. phil., Observator an der Sternwarte in Leipzig.
Peters, C. F. W., Professor und Director der Sternwarte

in Königsberg.
•Peters, C. H. F., Professor und Director der Sternwarte des
Hamilton College, Clinton, Oneida Co., New York.
*v. Pfafius, A., Baron, in Venedig, San Severo, Palazzo

*Pickering, Edward C, Professor, Director der Sternwarte

in Cambridge (Mass.).
*Pihl, O.. Gasdirector in Christiania.
Plath, C. W., Dr. phil., Oberingenieur a. D„ Hamburg.

Uhlenhorst, Bachstrasse 5.
Pomerantzeff, H., Oberst in St. Petersburg, topogra-
phische Abtheilung des Generalstabs.
Popow, Staatsrath, Lehrer am III. G3'mnasium in St. Pe-
tersburg.
•Poretzki, P., Dr. astr., Staatsrath in Gorodnja (Gouver-
nement Tschernigoff, Rwssland).
Porro, Fr., Dr., Adjunct an der Sternwarte in Turin.
"Putjata, A., in St. Petersburg, Ministerium der Volks-
aufklärung.
Radau, R., in Paris, 22 rue de Tournon.
Raffmann, J., Dr, phil.

Rahts, J., Dr. phil., Assistent an der Sternwarte in Kö-
nigsberg.
Rancken, F., Mag. phil., in Abo, Finland.
•Ranyard, A.C., 25 Old Square, Lincoln's Inn, London, W.C.
Raschkoff, D., Oberst und Professor am Konstantino w'-
schen Messinstitut in Moskau.

324

R e i c h e I , C, Mechaniker in Berlin, S., Alexandrinen-
strasse 58.

Rein fei der, G., Optiker in München, Mittererstrasse 5.

*Repsold, J. A., Dr. phil., Mechaniker in Hamburg, Borg-
felder Mittelweg 96.

*Repsold, O., Mechaniker in Hamburg, Borgfelder Mittel-
weg 96.

Respighi, L., Professor undDirector der Sternwarte auf dem
Capitol in Rom.

Richarz, Fr., Dr. phil., Privatdocent an der Universität in
Bonn, Endenich, Kirchstrasse 9.

Richter, H., Assistent am k. Geodätischen Institut in Ber-
lin, W., Genthiner Strasse 34.

Rogers, W. A., Professor an der Universität in Water vi lle
(Maine).

Romberg, H., Staatsrath, Astronom an der Sternwarte in
Pulkowa.

Rosen, P., Professor im Schwedischen Generalstabe in
Stockholm, Drottninggatan gj.

*v. Rothschild, A., Baron, in Wien, IV, Heugasse 24.

*Rümker, G., M.A., Director der Sternwarte in Hamburg.

*Safarik, A., Professor an der Böhm. Universität in Prag,

Weinberge, Kopemikusgasse 422.
Safford, T. H., Professor in Williamstown, Mass. U.S.A.

*Schaeberle, J. M., Professor, Astronom an der Sternwarte
auf Mount Hamilton in Californien.

♦v. Scharnhorst, Generalmajor in St. Petersburg, Topo-
graphische Abtheilung des Generalstabs.

*Scheibner, W., Professor der Mathematik in Leipzig,

Schletterstrasse 8.
Seh ein er, J., Dr. phil., Assistent an der Sternwarte in

Potsdam.
Schenzl, Guido, Dr. phil., Administrator des Benedictiner-

stifts in Admont (Steyermark).
Schering, E., Professor und Director des Erdmagnetischen
Observatoriums in Göttingen.

♦Schiaparelli, G. V., Professor und Director der Sternwarte
in Mailand.

*Schidloffsky, A., Wirkl. Staatsrath, in Korabatschin, Sta-
tion Kotscherow, Gouvernement Kiew.

♦Schlegel, G., Professor der chinesischen Sprache in Lei-
den, Rapenburg 51.
Schmidt, A., Dr. phil., in Anholt i. W., Regierungsbezirk

Münster.
Schobloch, A., Dr. phil., auf Schloss Reichenau bei Fal-
ken au a. d. Eger.

Schönfeld, E., Geh. Regier« iigsrath, Professor und Director

der Sternwarte in Botin. Schriftführer der Astro-
nomischen Gesellschaft.
•Schols, Ch. M., Professor am Polytechnicum in Delft.
*Schrader, C, Dr. phil., Obstirvator der Hamburger Slüni-
warte, cominissarischer Reichsinspec tor für die See-
schiffer- und See Steuermanns-Prüfungen in Berlin VV„
Genlhinerstrasse 7.

Schräm, R., Dr. phil., prov. Leiter des k, k. Gradmessungs-
bureaus und Doceiit an der Universität in Wien, VIII,
Alserslrasse 25.

Schreiber, O., Generalmajor und Chef der k. Preuss. Lan-
desaufnahme, Berlin, W., Burggrafenstrassc 6.

*Schroeter, J. Fr., Cand. real., z. Zt. in Potsdam, Stern-
Schuthof, L., Astronom in Paris, Rue Mazarine 3.

Schultz, H., Professor emcritus in Stockholm, Kommen-
de rsga tan 5.

Schulz,}. F. H., Kaufmann in AI tona, Humboldtstrasse 23. 111
(von April iSqo ab: Hamburg, Heereustrasse 10).

Schumacher, R., Astronom an der Sternwarte in Kiel.

Schumann, R,, Observalor an der Sternwarte in Leipzig.

Schumann, V., Ingenieur in Leipzig, Mittelstrasse 25. IL

'Schur, W., Professor und Director der Sternwarte in
Göttingen.

Schwarz, I.., Professor und Director der Sternwarte in
Dorpat.

Seeliger, H., Professor und Director der Sternwarte in
München. Schriflfilhrer der Astronomischen
Gesellschaft.

*v. Seidel, L., Professor der Mathematik in München, Ba-

*Selenji. S., Admiral in St. Petersburg, Wassili Ostrow,
Newa Quai 63.

"Seydier, A., Professor an der Böhmischen Universität zu
Prag, VlI. Belvedere 80.

•Silvani, A., Dr. phil., in Bologna.

•Smysloff, P., Generalmajor in Witna.

•Sokoloff, A., Professor der Geodäsie am Forst-Institut in

St. Petersburg.
Spüe, F., Abbe, Astronom an der Sternwarte in Brüssel.

*SpeIuzzi, B.. Professor in Buenos Ayres. Adresse; Mai-
land, Via Bigli u).

'v, Spiessen, Freiherr, zu Winkel im Rheingau.
Spörer, G. F. W.. Professor, Erster Observatov an der Stern-

326

Stebnitzki, J., Generallieutenant, Chef der militärtopographi-
schen Abtheilung des Generalstabs in St. Petersburg.
Stechert, C, Dr. phil., Assistent an der Seewarte in Ham-
burg.
*Ste inheil, A., Dr. phil., Optiker in München.
*Steinheil, R., Dr. phil., in München, Landwehrstrasse 31. II.
*Stone, E. J., Director des Radcliffe Observatory in Oxford.
Stöne, O., Director des Leander McCormick Observatory,

University of Virginia, U. S. A.
Stroobant, P., Dr., Astronom an der Sternwarte in Brüs-
sel, 8 rue d'Edimbourg.
Struve, H., Dr., Adjunct- Astronom an der Sternwarte in

Pulkowa.
Struve, L., Dr., Observator an der Sternwarte in Dorpat.
*Struve, O., Dr. phil., Wirklicher Geheirarath und Director

der Sternwarte in Pulkowa.
Svedstrup, Aug., Abtheilungs-Chef bei der Kopenhagener
Sparkasse, Kopenhagen Oe., Oester Farimagsgadeö.
*Thiele, T. N., Professor und Director der Sternwarte in

Kopenhagen.
*Thraen, A., Pfarrer in Dingelstädt (Eichsfeld).
Tiede, Th., Chronometermacher in Berlin, W., Jäger-
strasse 20.
*Tietjen, F., Professor in Berlin, S.W., Lindenstrasse qi.
*v. Tillo, A., Dr., Generalmajor und Chef des Generalstabs
des 1. Armeecorps in St. Petersburg, W. O., Tutsch-
kov 14.
*Tinter, W., Professor am Polytechnicura in Wien.
Tisserand, F., Mitglied des Institut de France, in Paris,
5 Avenue de TObservatoire. Mitglied des Vor-
standes der Astronomischen Gesellschaft.
*Todd, D. P., Professor und Director der Sternwarte des

Araherst College, Amherst, Mass., U.S.A.
Toussaint, G., in Berlin, S.O., Schlesische Strasse 20.
v. Tu eher, M., Freiherr, in Valetta. Adresse: Herrn .-Mbert

Maempel & Co., Valetta, Malta (via Messina).
*Valentiner, W., Professor und Director der Sternwarte in

Karlsruhe (Baden),
van V leck, John M., Professorin Middletown, Conn., U.S.A.
*Vogel, H. C, Professor und Director der Sternwarte zu

Potsdam.
Wagner, C, Professor und Director der Sternwarte zu Kre m s-

m ü n s t e r.
*v. Walrondt, P., Contre-.-Xdmiral, Professor an der Marine-
schule in St. Petersburg.
Wanschaff, J., Mechaniker in Berlin, S., Elisabethufer i.

327

Weiler, Aug., Professor, in Karlsruhe (Baden), Ritter-
strasse i8.

*Weinek, L., Professor und Director der Sternwarte in Prag.

*Weiss, E., Professor und Director der Sternwarte in Wien,
Währing. Mitglied des Vorstandes der Astro-
nomischen Gesellschaft.

Well mann, V„ Dr. phil., in Berlin, S.W., Sternwarte, Lin-

denstrasse 91.
Weyer, G. D. E., Professor in Kiel.

Wickmann, W., Director der Sternwarte in Quito, Ecuador.
*VVijkander, E. A., Professor und Director des Chalmer'-
schen Polytechnicums in Gothenburg.

Wilterdink, J. H., Observator der Sternwarte in Leiden.

*Winkler, C. W., Astronom in Jena, vor dem Erfurter Thore7.

Win lock, W. C., Astronom in Washington, Smithsonian

Institution.
*W innecke, A., Professor emeritus in Strassburg i. E.

Ruprechtsauer Allee.
* Winterhalt er, A. G., Lieutenant U.S.N. und Astronom an
der Sternwarte in Washington.

♦Wislicenus, W., Dr. phil., Privatdocent an der Universität
in Strassburg i. E., Stern wartenstrasse 19. L

*Witkowski, B., Oberst im Generalstab in St. Peters-
burg, Troitzkaja Strasse 3.
Wittram, Th., Dr. astr., Adjunct- Astronom an der Stern-
warte in Pulkowa.

Wo 1 f, M., Dr. phil. in Heidelberg, Privatsternwarte.
Wolf, R., Professor und Director der Sternwarte in Zürich.
Wolf er, A., Assistent an der Sternwarte in Zürich.
Wolff, J. Th., Dr. phil., Astronom in Bonn, Königstrasse 12.
*VVostokoff, J., Professor und Director der Sternwarte in

Warschau.
*v. Wutschichowsky, L., in Belkawe bei Winzig, Nieder-
schlesien.

*y oung, CA., Professor am College of New Jersey und Direc-
tor der Sternwarte in Princeton N. J., U. S. A.
V. Zech, P., Professor am Polytechnicum in Stuttgart.
Zelzer, Fr., Beneficiat in München, Schillerstrasse 27.
*Zenker, W., Dr. phil., in Berlin, W., Wichmannstrasse 17.
*Zinger, N., Generalmajor, Professor an der k. Nikolai-Aka-
demie des Generalstabs in St. Petersburg.
Zwink, M., Dr. phil., Assistent der Sternwarte in Strass-
burg i. E.
*Zylinski, J., Generallieutenant, militärtopographische Ab-
theilung des Generalstabs in St. Petersburg.

328

Die mit * bezeichneten Mitglieder haben ihre Jahresbeiträge
durch Capital-Einzahlung abgelöst.

Die Adressen sind möglichst für die Zeit der Ausgabe des Ver-
zeichnisses richtig gestellt.

Verzeichniss der Institute, welche die Schriften
der Astronomischen Gesellschaft erhalten.

Die Sternwarte in Albany.
Die königliche Sternwarte in Berlin.
Die königliche Sternwarte in Bonn.
Die königliche Sternwarte in Brüssel.
Die Sternwarte in Cambridge, England.
Die Sternwarte des Harvard College in Cambridge (Mass.).
Die königliche Sternwarte am Cap der guten Hoffnung.
Die Sternwarte auf Mount Lookout bei Cincinnati.
Die kaiserliche Üniversitäts-Stern warte in Dorpat.
Die Sternwarte in Genf.
Die königliche Sternwarte in Greenwich.
Die grossherzogliche Sternwarte in Karlsruhe.
Die kaiserliche Universitäts-Stemwarte in Kasan.
Die königliche Universiiäts-Stern warte in Königsberg.
Die königliche Universitäts-Sternwarte in Kopenhagen.
Die Universitäts-Sternwarte in Leiden.
Die königliche Universitäts-Sternwarte in Leipzig.
Die Universitäts-Sternwarte in Lund.
Die königliche Sternwarte in Mailand.
Die Sternwarte in Melbourne.
Die kaiserliche Universitäts-Sternwarte in Moskau.
Die Sternwarte auf Mount Hamilton in Californien.
Die königliche Sternwarte ßogenhausen bei München.
Die Radcliffe-Stern warte in Oxford.
Die Sternwarte in Paris.
Die königliche Sternwarte zu Potsdam.
Die kaiserliche Nikolai-Hauptsternwarte in P u 1 k o w a.
Die Sternwarte des Collegio Romano in Rom.
Die Sternwarte zu Stockholm.

Die kaiserliche Universitäts-Sternwarte in Strassburg i. K.
Die Universitäts-Sternwarte in U p s a 1 a.

Das Leander McCormick Observatory, U n i v e r s i t y of Vir-
ginia.
Das Naval Observatory in Washington.
Die k. k. Sternwarte in Wien.

329

Koniiiklijkc Akademie van Weteiischapjien in Amsterdam.

Königlich preussische Akademie der Wissenschaften in Be rlin,

Socictc des Sciences physiqnes et naturelles in Bordeaux.

American Academy of Arts and Sciences in Boston.

Academie Royale des Sciences in Brüssel.

Philosophical Society in Cambridge, England.

Königliche Gesellschaft der Wissenschaften in Oöttingen.

Musee Teyler in Haarlem.

Leopoldo-Carolinisclie Akademie in Halle a. S.

Societas Scientiarum Fennica in Helsingfors.

Kongelige Danske Vjdenskabernes Selskab in Kopenhagen.

Königlich sächs. Gesellschaft der Wissenschaften in Leipzig,

Academia real das Sciencias in Lissabon.

Royal Astronomical Society in London.

Royal Society in London.

Naulical Almanac Office in London.

Real Academia de Ciencias in Madrid.

Literary and Philosophical Society in Manchester.

Königlich bayer. Akademie der Wissenschaften in München,

Connecticut Academy of Aits and Sciences in Newhaven.

Academie des Sciences, Institut do France in Paris,

Jxole Polytechnique in Paris.

Kaiserliche Akademie der Wissenschaften in St. Petersburg,

R. Accademia dei Lincoi in Rom,

The Astronomical Society of the Pacific in San Francisco.

Kongliga Vetenskaps Akademien in Stockholm.

Societas Regia Scientiarum in Upsala.

National Academy of Sciences in Washington.

Smithsonian Institution in Washington,

Kaiserliche .Akademie der Wissenschaften in Wien.

Natu rfors eil ende Gesellschaft in Zürich.

Die Vierteljahrsschrift erhalten:
Johns Hopkins University in Baltimc
Die Sternwarte in Grignon.
Socictc scientifique Flammarion in Ma
Coppernicus-Veroin in Thorn.

Viertel Jahrsschrift der Astronomischen Gesellschaft, 24. Jahrgang.

4. Heft.

Üiliverüitäts-Hiichdriickerei von Carl üeorgi in Bonn.

Vierteljahrsschrift

Astronomischen Gesellschaft.

Herausgegeben
den Schriftführern der Gesellschaft:

E, SCH(ENFELD
in Bonn

24. Jahrgang.

TIertcB II en.

Inhi

Angelegenheiten t

Aufnahme neuer MilgUeder . . .

Todesanzeige

Anzeige, das Erstheinen von Fubtiu

Bericht über die Verai

Bericlile über die einzelnen Si

Aolaeen: a. Wissenschaftliche

b. An gelegen heilen

Anwesende Mitglieder

Berichte des Votslandes

Peiaoneoäland

Festschrift für Pnlkowa (Pul

Astronomische Nach rieh lea

Bearbeitung der Comelen (s

Benbacblung der Sterne des 1

Beobachtung der Sterne des!

Photo metrische Arbeiten (s.

Nomcnclalur der Verändern

Decharge für die f'iuaniperiode 188

Wahl des Ortes der Versammlung f

Wahl des neuen Vorstandes . . .

Discussion über die Bearbeitung der

Vorträge nebst Anläget);

A. Steinheil, Vcrtheiluog d<
Aic und Einfluss der C
hieiaur (Anl, 1) . .
Bruns, Aslrand's Tafeln zui

Gleichung

Hartwig, Bamberger Siernw
Lagrange, Erdmagnetismus
Weis», Neue Ausgabe des 0
Argelander's südlichen
Janssen, Einfluss einer Oiyj

Licht

Lehmaon-Filh^s, Comet Wt
Bruns, Hasert's terresltischf
Periolio, Planet Uranus (A

Brendel, Wellmann'sDoppelbild-Mikromeier(AiiI. IV) 146, 268
Bredichin, Quelques propriSi*s remarquables des courants

mflioriques (An]. V) 349, 37J

Marcus«, Niveaastöiuiieen 349

Montigny, ScinlillalioD der Sterne Z49

H, G. Bakhujicn, Persönliche Gleicliuog bei Sterndurch-

Bängen 349

Gyldin, Masal's Formeln und Tafeln zur Berechnung der

absoluten Slöiungen der Planelen 150

Special berichte über die Beobachtungen der nördliche q Zonen
(Anl. VI)

Kasan Zone 80° bis 75° 280

Dorpat

Christian ia . 70 »65

Kelsingfors-Gotlia ' 65 > 55
Cambridge (U.S.)

Leiden

Cambridge (Engl.)

Berlin

Leipzig

Albany

Nikolajew

Specialberichie über die Beobachtungen der südlichen Zonen
(Anl. VII)

Fundamrntal-Cittalog (Be.icht von Auwcr^) s88

Leiden 288

iSlrasüburg 2S9

Zonenbeobachtungen

Strassburg Zone — 3° bis — 6° 390

Wien-Ütlakring . — 6 • —10 290

Cambridge (U.S.) - -10 • —14 3^i

Washington » —14 »—18 392

Algier » —18 > — 23 292

Photo metrische Arbeiten über die Sterne der Bonner Durchmus-

Bericht von l'ickering (Anl, Villi 393

Comelenbericht von Kreut2 (Anl. IX) 293

Rechnungaabschluss (1887 Aug. 1 — 1889 Juli 31, Anl. X) . , 299

287
387

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