Naturwissenschaftliche Rundschau. 



No. 1. 



aus den Jahren 1851 bis 1884, von denen die letzteren 

 noch in zwei getrennten Abschnitten behandelt worden 

 sind, da sie zum Theil nach der Auge -Ohr -Methode, 

 zum Theil durch Registrirung erhalten worden sind. 

 Als Unterschied der aus den Beobachtungen des 

 Begleiters hergeleiteten Aberrationsconstante gegen 

 diejenige des Polaris selbst findet Herr Ny ren folgende 

 Werthe: 



Schweizer, Corr. 

 Wagner, Auge-Ohr 

 Wagner, registrirt 



+ 0,013" + 0,015" 



+ 0,021" + 0,011" 



-0,015" + 0,010" 



+ 0,004" + 0,007". 



Der Unterschied beider Aberrationsconstanten ist 

 also vollstndig als Null zu betrachten. 



Dieses Resultat steht nun in directem Wider- 

 spruche zu einer Untersuchung von W. Struve ber 

 die Aberrationsconstante des Polaris und seines Be- 

 gleiters. Diese Untersuchung basirte auf Dorpater 

 Beobachtungen aus den Jahren 1818 bis 1826 und 

 fhrte zu dem Resultate, dass die Aberrationsconstante 

 des Begleiters um 0,149" + 0,020" kleiner sei, als 

 die des Ilauptsternes. Herr Nyren hat sich in Folge 

 dessen veranlasst gesehen , die smmtlichen von 

 W. Struve benutzten Beobachtungen neu zu reduciren; 

 diese Neureduction fhrte aber zu sehr nahe denselben 

 Werthen, so dass dieser Widerspruch zunchst unauf- 

 geklrt ist. Es ist indessen sehr wahrscheinlich, dass 

 das Unrecht auf Seiten der Dorpater Beobachtungen 

 zu suchen ist, und glaubt Verfasser den Grund in 

 einer Aenderung der persnlichen Gleichung des 

 Beobachters zu finden. 



Die von Herrn Kstner unternommene Bestim- 

 mung der Aberrationsconstante war zu dem Zwecke 

 angestellt, um die Brauchbarkeit einer bisher fr diese 

 Bestimmung noch nicht benutzten Beobachtungs- 

 methode zu beweisen. Es ist dies die sogenannte 

 Horrebo w'sche Methode, welche im Wesentlichen 

 darin besteht, vermittelst eines mit feinem Mikro- 

 meter versehenen Universalinstrumentes Sternpaare 

 zu beobachten, die auf verschiedenen Seiten vom 

 Zenith, in nahe demselben Abstnde von letzterem, 

 passiren, so dass die Abweichung von der Symmetrie 

 in der Lage der Sterne gegen den Zenith mit dem 

 Mikrometer zu messen ist. Nhere Angaben ber 

 diese Messungsmethode wrden hier nicht am Platze 

 sein, ebenso wrde es auch zu weit fhren, nur 

 einigermaassen dem Gange der umfangreichen Arbeit 

 zu folgen. Die Untersuchung ist mit grosser Sub- 

 tilitt durchgefhrt, und sind alle nur denkbaren 

 Flle in Betracht gezogen, welche, so weit sie Instrument 

 und Beobachtungsmethode betreffen, zu fehlerhaften 

 Resultaten htten Veranlassung geben knnen. 



Die Beobachtungen wurden au dem grossen Uni- 

 versal -Transit -Instrument der Berliner Sternwarte 

 angestellt und umfassen den Zeitraum vom Frhjahr 

 1884 bis dahin 1885. 



Da diese Arbeit wohl als Muster einer astro- 

 nomischen Untersuchung in Bezug auf Exactheit 

 bezeichnet werden kann, drfte es geeignet erscheinen, 



weil eine auch nur gedrngte Darstellung der einzelnen 

 Punkte zu geben hier nicht angeht, wenigstens die 

 Kapitelberschriften mitzutheilen, um dem Leser eine 

 Vorstellung vou den vom Verfasser zur Discussion 

 gezogenen Punkten zu geben. 



Die Kapitelberschriften lauten: 1) Einleitung: 

 Instrument und Beobachtuugsmethode. 2) Winkel- 

 werthe der Fadenintervalle und ihre Abhngigkeit 

 von der Temperatur. 3) Untersuchung ber Ver- 

 ziehung der beweglichen Fden und 4) definitive 

 Ableitung ihrer Distanzen. 5) Bestimmung der perio- 

 dischen und fortschreitenden Fehler der Mikrometer- 

 schraube. 6) Bestimmung des Revolutionswerthes 

 der Mikrometerschraube, Abhngigkeit desselben vou 

 der Temperatur und Distorsion des Feldes. 7) Neigung 

 der Fden. 8) Hhenniveau. 9) Krmmung des Parallels, 

 Refraction und Reduction auf das mittlere Aequi- 

 noctium. 10) Messungen der Differenzen der Meridian- 

 Zenithdi8tanzen von sieben Sterupaaren. 11) Be- 

 dingungsgleichungen. 



Fr uns hat hier nur der letzte Abschnitt Interesse, 

 da in demselben das eigentliche Resultat der Arbeit 

 enthalten ist. 



Die Beobachtungsmethode hat sich, wie aus der 

 inneren Uebereinstimmung zu schliessen ist, fr den 

 vorliegenden Zweck als sehr geeignet herausgestellt, 

 und ergiebt sich aus den Beobachtungen als Correction 

 der Struve'schen Aberrationsconstante der Werth 

 0,132" + 0,011". 



Eine so starke negative Correction der Struve'- 

 schen Constante ist sehr unwahrscheinlich, andererseits 

 zeigt der geringe wahrscheinliche Fehler von + 0,01 1", 

 dass das Resultat durch Messungsunsicherheiten nicht 

 so stark verflscht sein kann. Verfasser kommt daher 

 zur Ueberzeugung, dass das Resultat in fehlerhafter 

 Weise beeinflusst sein muss durch die unbekannten 

 Schwankungen einer bei der Rechnung als constant 

 vorauszusetzenden Grsse, nmlich der Polhhe. Es 

 erscheint dies auf den ersten Blick als sehr unwahr- 

 scheinlich, da dies bedeuten wrde, dass die Erdachse 

 nicht immer constant dieselbe Lage in Bezug auf den 

 Erdkrjjer besitzt, whrend man bisher im Allgemeinen 

 gewohnt ist, gerade alles das, was mit der Umdrehung 

 der Erde zu thun hat, als das Festeste und Sicherste 

 zu betrachten, was es giebt. Wrde man jedoch nur 

 zulassen , dass in den Monaten August bis November 

 1884 die Polhhe um ungefhr 0,2" bis 0,3" grsser ge- 

 wesen ist, als zu den anderen Beobachtungszeiten, so 

 wrde sich aus den Messungen genau die Struve'sche 

 Aberrationsconstante ergeben. Herr Kstner hat 

 deshalb die Berechnung wiederholt unter Annahme 

 der Struve'schen Aberration uud findet dann daraus 

 als den doppelten Polhhenunterschied fr den oben 

 angegebenen Zeitraum den Werth 0,408" + 0,051". 



Wie der kleine wahrscheinliche Fehler andeutet, 

 ergeben die Berliner Beobachtungen also dieses un- 

 erwartete Resultat mit grosser Sicherheit; Verfasser 

 versucht jedoch auch aus auderen Beobachtungen 

 eine Besttigung seines Resultates zu erlangen. 



