Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 1. 



der Bewegung des Rotationspoles um den Trägheits- 

 pol auch der letztere in Folge der gewaltigen meteoro- 

 logischen Vorgänge auf und über der Erdoberfläche 

 unregelmässige Bewegungen erfahren könnte, welche 

 sich mit den ersteren zu einer ziemlich complicirten 

 Gesammtbewegung zusammensetzen. 



Der erste experimentelle Nachweis jedoch, dass 

 die Polhöhe sich in kurzen Zeiträumen um Beträge 

 ändert, welche die Beobachtungsfehler weit über- 

 steigen, ist erst im Jahre 1888 auf der Berliner Stern- 

 warte von Prof. Küstner bei der Discussion seiner 

 Messungen am Universal -Transit geliefert worden, 

 welche er von 1880 bis 1885 zur Bestimmung der 

 Polhöhe und Aberrationsconstante ausgeführt hatte '). 

 Küstner wies damals nach, dass die Polhöhe von 

 Berlin im Frühling 1881 um 2 /l0 Bogensecunden 

 grösser als im Frühling 1882 gewesen sei, und er 

 fand auch in den gleichzeitig zu Gotha von de Ball 

 und in Pulkowa von Nyren angestellten Polhöhen- 

 messungen eine Bestätigung dieser Zunahme. Das 

 Resultat der Küs t n er'schen Untersuchungen wurde 

 der im September 1888 zu Salzburg tagenden Con- 

 ferenz der Permanenten Commission der Erdmessung 

 von Herrn Prof. Förster vorgelegt, und eine Coope- 

 ration der Sternwarten Berlin, Potsdam, Prag und 

 Strassburg im Auftrage des Centralbureaus der Erd- 

 messung zu Stande gebracht. Die bezüglichen corre- 

 spondirenden Polhöhenbeobachtungen begannen im 

 Januar 1889 und wurden gemeinschaftlich bis zum 

 15. April 1890 fortgeführt. Von diesem Termine ab 

 wurden nur die Polhöhenmessungen auf der Berliner 

 Sternwarte und auf der Sternwarte in Prag fortge- 

 setzt, zu denen im Jahre 1891 wiederum Strassburg 

 hinzutrat. 



Bevor die Resultate jener Cooperation zur Er- 

 mittelung der Breitenänderungen, welche vom Central- 

 bureau bereits veröffentlicht vorliegen, hier angegeben 

 werden, soll die Methode kurz auseinander gesetzt 

 werden, nach welcher auf allen Stationen beobachtet 

 worden ist. Dieselbe besitzt eigentlich drei Namen, 

 sie wird die Rom er' sehe, Horrebo w' sehe oder 

 auch T al cot t'sche Methode genannt. Der dänische 

 Astronom Olaf Römer soll sie zuerst vorgeschlagen 

 haben, der Engländer Horrebow hat sie ausgiebig 

 verwendet, und vom amerikanischen Astronomen Tal- 

 pott ist sie zu ihrer gegenwärtigen, überaus be- 

 quemen Handhabung vereinfacht worden. Sie be- 

 steht in der Ausmessung der Differenz nahezu gleicher 

 Meridian-Zenithdistanzen von je zwei Sternen, welche 

 kurz nach einander, der eine nördlich, der andere 

 südlich vom Zenith eulmiuiren. Die Sternpaare sind 

 so auszuwählen, dass der Unterschied der Zenith- 

 distanzen ihrer Componenten 15 Bogenminuten nicht 

 übertrifft. Dieser geringe Unterschied wird mit Hülfe 

 des Fadenmikrometers gemessen, und da der lieber- 

 gang vom einen auf den anderen Stern durch Um- 

 legen des Instrumentes um eine verticale Axe erfolgen 

 muss, so wird eine etwaige, hierdurch bedingte Ver- 



!) Vgl. Rdscu. IV, 1. 



änderung in der Neigung der optischen Axe des Fern- 

 rohres zur Lothlinie durch geeignete, an der horizon- 

 talen Axe oder am Fernrohre selbst angebrachte 

 Höhenlibellen controlirt. Aus den Differenzen der 

 Ablesungen der Mikrometerschraube (»«) und der Li- 

 bellen (?) in Verbindung mit den aus Sternverzeich- 

 nissen zu entnehmenden Decliuationen (d) der Sterne, 

 wird für jedes Sternpaar in überaus einfacher Weise 

 die Polhöhe ((jp) des Beobachtungsortes hergeleitet 

 nach der bekannten Formel : 



9 = "j (ßn +■ S,) -f- - («, — m s ) -f - (/„ 4- i s ) 



, 1 ■ 



Hierbei ist noch die ganz geringe, nur vom Unter- 

 schiede der fast gleichen Zenithdistanzen beider Sterne 

 abhängige, Strahlenbrechung (r) in Rechnung zu zie- 

 hen. Nimmt man den bei sorgfältiger Anordnung der 

 Beobachtungen schon ziemlich extremen Fall einer 

 absoluten Zenithdistanz von 25° und einer Differenz 

 der beiden zu messenden Zenithdistanzen von 15', 

 so ergiebt sich dafür die Correction der gesuchten 

 Polhöhe wegen Refraction zu 0,15". 



Aus den vorangehenden Erörterungen folgt, dass 

 die Polhöhenmessungen von den Fehlern der Mikro- 

 meterschraube und der Höhenlibellen , sowie ferner 

 von den Unsicherheiten in der Ableitung der atmo- 

 sphärischen Strahlenbrechung beeinflusst sein müssen. 

 Was die beiden ersten Fehlerquellen betrifft , so ist 

 zu erwähnen, dass sowohl der Winkehverth einer 

 Schraubenumdrehung als auch die periodischen und 

 fortschreitenden Fehler der Schraube selbst von 

 Zeit zu Zeit bestimmt werden. Ferner wird der 

 Beobachtungsplan von vornherein so angeordnet, 

 dass für eine grössere Anzahl von Sternpaaren 

 etwaige Unsicherheiten in der Kenntniss des Revolu- 

 tionsvverthes der Schraube dadurch sich eliminiren, 

 dass positive und negative Differenzen der Zenith- 

 distanzen gleich stark auftreten. Der Theilwerth 

 der Höhenlibellen, von denen stets zwei zur gegen- 

 seitigen Controle verwendet sind, wird ebenfalls des 

 öfteren untersucht und für eine Elimination des- 

 selben aus den schliesslichen Messungsresnltaten da- 

 durch gesorgt, dass die Neigungscorrectioneu nahezu 

 gleichmässig mit positiven und negativen Vorzeichen 

 eingehen. 



Was nun die Strahlenbrechung betrifft, so sei be- 

 merkt, dass es bei der vorliegenden Methode nicht 

 auf den absoluten Werth unter Berücksichtigung von 

 Luftdruck und Temperatur ankommt, sondern ledig- 

 lichauf geringe Refractionsunterschiede, welche für 

 fast gleiche und ungefähr gleichzeitig gemessene 

 Zenithdistanzen abzuleiten sind. Die Annahme, welche 

 hierbei gemacht wird, däss die unteren Luftschichten 

 so conform über der Beobachtungsstation gelagert 

 seien, dass in Richtung der Verticale die Strahlen- 

 brechung verschwindet, wird allerdings in Wirklich- 

 keit nur selten zutreffen. Ebenso wenig wird man 

 zu der Voraussetzung berechtigt sein, dass die Strahlen- 



