534 Gesammtsitziing vom 4. Juni. — Mittheilung vom 14. Mai. 



Folge dessen ganz besonderes Gewicht auf die Ermittelung der vortheil- 

 liaftesten Methode der Ausmessung gelegt. Grosse Schwierigkeiten 

 boten anfänglich in dieser Hinsicht die Sterne der ersten Spectralclasse 

 mit breiten Wasserstofflinien; doch gelang es auch hier durch ein sehr 

 einfaches, von mir in den Astr. Nachr. Nr. 2995 bei Gelegenheit der 

 Mittheilung der Beobachtungen von c^Virginis beschriebenes Verfahren, 

 welches gleichzeitig den Beobachter möglichst vor Voreingenommenheit 

 schützt, den Messungen einen Genauigkeitsgrad zu geben, der dem bei 

 den Sternen der zweiten Spectralclasse erreichbaren recht nahe kommt. 

 Bei allen diesen Untersuchungen hat das Wasserstoffspectrum bez. die 

 H7- Linie als Ausgangspunkt der Messungen gedient. 



Schon bei den ersten Aufnahmen mit dem neuen Spectrographen 

 im Herbst des Jahres 1888 wurde der Versuch gemacht, ausser dem 

 Wasserstoffspectrum ein anderes Vergleichsspectnmi zu benutzen, und 

 es lag nahe das leichtflüchtige Magnesium zu wählen, da in einer 

 grossen Anzahl von Sternspectren die Mg- Linie (Wellenlänge 448 ij-jj.) 

 sehr deutlich und scharf ausgeprägt ist und dieselbe nicht zu weit 

 von der Mitte des in dem Spectrographen abgebildeten Theile des 

 Spectrums liegt. Der Versuch fiel aber in sofern nicht befriedigend 

 aus, als die künstlich erzeugte Mg-Linie beim Überschlagen des 

 Funkens in freier Luft breit und verwaschen ist und sich zu einer 

 genauen Messung nicht eignet. Die Versuche wurden zu Anfang dieses 

 Jahres mit verschiedenen Modificationen wiederholt, aber mit dem- 

 selben negativen Erfolge. Recht brauchbar als Vergleichsspectrum 

 hat sich dagegen das Eisenspectrum gezeigt. Die Linien desselben 

 sind scharf und in der Gegend der H7- Linie und der Mg-Linie (448 ixjx) 

 nicht zu zahlreich, so dass für Sterne, in deren Spectrum ausser der 

 Wasserstoff linie nvu- die genannte Magnesiumlinie sichtbar ist, ein 

 sicherer Anschluss einiger Fe-Linien an die Mg-Linie gewonnen werden 

 kann. Bei den helleren Sternen der ersten Spectralclasse aber, bei 

 welchen im Spectrum ausser der Wasserstofflinie noch eine grosse 

 Anzahl feiner Linien sichtbar ist, die zumeist dem Eisen angehören, 

 schien die Vermuthung berechtigt, durch Anschluss an eine Auf- 

 nahme des Eisenspectrums eine erhöhte Genauigkeit in der Er- 

 mittelung der Bewegung der Sterne im Visionsradius erzielen zu 

 können. Hierzu ist eine Anordnung erforderlich, dass die Linien des 

 Eisenspectrums das Sternspectrum nicht durchsetzen , wie ich diess bei 

 der Wasserstofflinie für zweckmässig gefunden habe, sondern auf 

 jeder Seite nur bis an den Rand des Sternspectrums reichen. Es lässt 

 sich diess dadurch ermöglichen, dass man während der Aufnahme 

 des Fe -Spectrums die Stelle des Spaltes, auf welche das Bild des 

 Sterns fällt, durch einen schmalen Steg abdeckt. Im andern Falle 



