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Bulletin de l’Académie Impériale 
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Von den erwähnten 96 Beobachtungen habe ich 93 
aus den Dorpater Annalen ausgeschrieben und in der- 
selben Weise wie vorher auf 1824.0 gebracht. Unter 
Annahme einer Differenz von 21523 für diese Epoche 
und allen Beobachtungen gleiches Gewicht gebend, er- 
hielt ich daraus folgende Endgleichungen: 
93z+ 26,18y— 0:23 —0 
26,18 x + 339,44 y — 37,30 — 0. 
Woraus: , 
x = + 0,034 Æ 0055 
y=—0,113 + 0,029. 
Auch hier stimmt der Werth von y recht gut mit 
dem von Struve gegebenen, — 0,133 überein. Da 
aber die Beobachtungen dieser Reïhe sich um die bei- 
den Amplituden, Maximum und Minimum der Aber- 
ration zweckmässiger gruppiren, so wird es hierdurch 
auch wahrscheinlich gemacht, dass sie diesmal richtig 
reducirt sind !). 
Es stimmen also die beiden von Struve ausge- 
führten Beobachtungsreihen in der That sebr gut darin 
überein, dass sie für den Begleiter éinen beträcht- 
lich kleineren Werth der Aberrationsconstante geben 
als der Polarstern ihn erfordert. Angesichts der bedeu- 
tend sichereren Resultate der Pulkowaer Beobach- 
tungen, die hiermit in Widerspruch stehen, ist es 
aber wohl nothwendig die Erklärung der Differenz in 
andern Gründen als die von Struve herangezogenen 
zu suchen. 
_ Da der Begleiter nur FR Nachts beobachtet wer- 
den kann, so ergiebt sich hieraus die Nothwendigkeit 
ihn beim Maxima der Aberration in der oberen, beim 
* Minimum in der unteren Culmination zu beobachten, | 
d. h. die eine Phàse bei der Bewegung der Sterne von 
links nach rechts, die andere von rechts nach links. 
Es ist daon wohl sehr leicht denkbar, dass bei Ster- 
_nen von so vérschiedener Helligkeit wie die des Polar- 
sterns und seines Begleiters, die persônlichen Glei- 
 chungen des Beobachters, die ja so vielen Modifica- 
tionen unterworfen sein kônnen, sich auch mit der 
 Bewegungsrichtung verschieden ändern; und damit 
Ex der Ras Unterschied aufgeklärt. Es liessen 
1) Durch Auffinden: der sais hi von Senff in der 
Pulkowaer Bibliothek hat sich diese Vermuthung nachträglich béstà- 
He Die Beobachtungen haben darin ee Gewichte bek kom 
+ daher der Unterschied der 
# 
sich vielleicht auch noch andere Erklärungen der Er-: 
scheinung finden als die hier gegebene; dem aus den 
Pulkowaer Beobachtungen gewonnenen Resultate ge- 
genüber dürfte aber die Annahme einer verschiedenen 
Aberration bei den beiden Sternen wohl kaum mebr 
in Betracht kommen. 
Über eine Methode die Brennweite eines Linsensystems 
für verschiedene Strahlen mit grosser Genauigkeit 
zu bestimmen von Dr. B. UN (Lu le 
15. Mars 1888.) 
Bei der Achromatisirung eines Fernrohrobjectivs 
ist bekanntlich bis jetzt das Princip maassgebend ge- 
wesen, alle diejenigen Strahlen, welche für das Auge die 
grôsste Helligkeit besitzen, nach Môglichkeit in einem 
Punkt zu vereinigen. Die Leistungen der praktischen 
Optik in dieser Hinsicht dürfen, insofern die Fernrühre 
nur zu Augenbeobachtungen angewandt werden, im . 
Allgemeinen als befriedigend bezeichnet werden und 
sind in den neueren Exemplaren ohne Zweifel so weit ge- 
trieben, wie es unter Anwendung der bisherigen Glas- 
sorten überhaupt erwartet werden kann. Anders stellt 
sich indessen die Sache; wenn ein solches Fernrohr zu 
spectroskopischen oder oo yhicien Arbeiten an- 
gewandt werden soll. Im letzteren Falle namentlich 
sind alle Fernrôhre, auch die besten, als zum minde- 
:sten mangelhaft zu bezeichnen, unter Umständen ‘der- 
maassen, dass eine vortheilhafte Anwendung derselben 
zu dem besagten Zweck geradezu ausgeschlossen er- 
scheint. Bei grossen Brennweiten tritt dies besonders 
hervor, weil dann das sogenannte secundäre Spectrum 
eine absolut genommen so beträchtliche Ausdehnung 
erhält, dass von einem Focus in strengem Sinne 
kaum mehr die Rede sein kann, es sei denn, dass das 
Empfndlichkeitsgebiet der angewandten photographi- 
schen Schicht auf einen sehr kleinen Theil des Spec- 
trums reducirt wäre. In den in dieser Beziehung ausge- 
|prâgten Eigenschaften der nassen Collodionplatten 
liegt, wie es scheint, gerade die Erklärung des Um- 
standes, dass es z. B. Bond müglich war mit dem 15-zôl- 
ligen Réciototiee Harward-College-Sternwarte recht 
gute Sternaufnahmen zu erzielen, während mit dem 
ue gauz gleichen Instrument auf den jetzi- : 
gen, für einen grossen Theil des Spectrums empfind- 
