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de  l’Académie  de  Saint-Pétersbourg. 
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Setzt  man  diesen  Werth  von  k in  die  von  Bessel  für  die 
Parallaxe  gefundenen  Ausdrücke,  so  erhält  man,  wenn  bei 
der  Bestimmung  der  mittlern  Fehler  der  Parallaxe  auch  der 
mittlere  Fehler  von  k berücksichtigt  wird, 
Parallaxe  von  61  Cygni  aus  den  Vergleichungen 
mit  dem  Sterne  a = 0'3954,  mit  dem  mittl.  Fehler  0^0205, 
» « >•  b = 0,3424,  ■■  » » ..  0,0208, 
mit  beiden  Sternen  = 0,  3744,  » » » » 0,0149. 
Diesp  Werthe  sind  um  0,0370,  0^0135,  0,0261  grösser, 
als  diejenigen,  welche  aus  der  Annahme,  dass  k = o sei,  fol- 
gen würden.  Den  letzten  Werth,  nämlich  0^3744  ± 0^,01 49, 
welcher  aus  der  Vergleichung  mit  beiden  Sternen  folgt,  wird 
man,  aus  Gründen  die  Bessel  schon  angegeben  hat,  und  die 
hier  zu  wiederholen  überflüssig  sein  würde,  als  den  genaue- 
sten ansehen  können,  der  sich,  ohne  Berücksichtigung  der 
periodischen  Fehler,  aus  den  Beobachtungen  ableiten  lässt. 
Bis  zu  welcher  Grösse  der  periodische  Fehler  in  den  Mes- 
sungen von  61  Cygni  gestiegen  sein  könne,  hängt  von  der 
Grösse,  welche  er  in  den  Beobachtungen  des  Argelander- 
schen  Sterns  erreichte  und  von  dem  Gesetze  ab,  nach  wel- 
chem diese  mit  der  Grösse  der  gemessenen  Distanz  sich  än- 
dert. Das  Maximum  des  Betrags  für  die  Beobachtungen  des 
Argelanderschen  Sterns  lässt  sich  auf  folgende  Art  schätzen. 
Da  dieser  Stern  fast  genau  auf  dem  grössten  Kreise  lag,  der 
die  \ ergleichsterne  a und  b mit  einander  verbindet,  so  giebt 
die  Summe  der  an  jedem  Abend  von  a und  b gemessenen  Ab- 
stände, bis  auf  eine  sehr  kleine  Quantität,  die  für  alle  Beob- 
achtungen als  gleich  anzusehen  ist,  den  Abstand  der  Sterne 
a und  b von  einander.  Die  Veränderungen,  welche  in  den 
wahren  Werthen  des  letztem  Abstandes  vor  sich  gehen,  las- 
sen sich,  unter  der  Voraussetzung,  dass  die  Parallaxen  der 
Vergleichsterne  Null  seien,  mit  der  grössten  Schärfe  bestim- 
men. Wenn  man  also  die  beobachteten  Abstände  von  diesen 
Veränderungen  befreiet,  so  wird  jeder  derselben  von  einem 
als  fehlerfrei  angesehenen  Mittelwerthe  um  die  Summe  der 
Fehler  abweichen,  mit  welchen  die  Abstände  von  a und  b 
einzeln  behaftet  sind.  Diese  Fehler  sind  aus  den  zufälligen  Mes- 
sungsfehlern und  aus  den  periodischen  Fehlern  zusammen- 
gesetzt. Faye  hat  in  seinem  Aufsatze:  Discussions  relatives  aux 
parallaxes  de  la  1830'’  Groombridge  et  de  la  61'  du  Cygne  diese 
zu  trennen  versucht,  und  gefunden,  dass  sich  die  letztem 
durch  die  Formel  0,924  sin  (Q  — 52°  49  ),  in  welcher  Q die 
Länge  der  Sonne  zur  Zeit  der  Beobachtung  bezeichnet,  so 
nahe  darstellen  lassen,  dass  die  noch  übrig  bleibenden  Fehler 
kein  Gesetz  mehr  zu  befolgen  scheinen,  und  folglich  als  zu- 
fällige betrachtet  werden  können.  Da  der  Argelandersche 
Stern  nahezu  in  der  Mitte  zwischen  a und  b liegt,  so  wird 
hiernach  der  periodische  Fehler  für  einen  Abstand  von  27 
Minuten,  =0,  462  sin  [Q  — 52°  49  ) sein.  Der  Fehler  kann 
also  für  diese  Distanz  im  Maximo  0,46  betragen,  und  im  un- 
günstigsten Falle  Veranlassung  werden,  dass  die  jährliche  Pa- 
rallaxe eines  Sterns,  wenn  man  sie  aus  den  Abständen  von  ei- 
nem 27  Minuten  entfernten  Stern  ableitet,  um  dieselbe  Grösse 
fehlerhaft  wird.  Dieses  würde  nämlich  dann  der  Fall  sein, 
wenn  der  Fehler  um  das  Maximum  der  Parallaxe  einige  Zeit 
hindurch  jenen  grössten  Werth  beibehielte , und  zur  Zeit  des 
Minimum  denselben  Werth  mit  entgegengesetztem  Zeichen. 
Wichmann  hat  die  Beobachtungen  des  Argelanderschen 
Sterns  mit  Bessels  neuesten  Werthen  für  den  Einfluss  der 
Wärme  auf  die  Messungen  reducirt.  Der  periodische  Gang  der 
nachgebliebenen  Fehler  kann  demnach  durch  eine  Ungenauig- 
keil  in  dem  Thermometer-Coeflicienten  der  Skale  nicht  erklärt 
werden.  Wirklich  scheinen  auch  jene  Fehler  von  der  Tempe- 
ratur beinahe  unabhängig  zu  sein.  Zwar  fallen  fünf  der  grös- 
sten Distanzen  für  a und  b auch  mit  der  grössten  Wärme 
vom  3ten  Juni  bis  zum  26sten  August  zusammen,  allein  die 
Zahl  dieser  Beobachtungen  ist  viel  zu  geringe,  um  ein  solches 
Zusammentreffen  für  mehr  als  zufällig  halten  zu  können; 
überdies  finden  sich  gleich  grosse  Fehler  in  demselben  Sinne 
bei  Temperaturen,  die  um  12°  R.  niedriger  sind;  und  bei  ei- 
ner Wärme,  die  nur  4°  geringer  ist,  als  in  den  Sommermona- 
ten, sind  am  28sten  und  29sten  April  die  Distanzen  zu  klein 
gemessen.  Ein  Paar  Mal  zeigen  sich  bedeutende  Unterschiede 
zwischen  den  an  zwei  auf  einander  folgenden  Tagen  gemes- 
senen Distanzen,  obgleich  die  Temperaturen  nahezu  dieselben 
geblieben  sind.  Am  2ten  Januar  sind  z.  B.  beide  Distanzen 
um  etwa  0^5  zu  gross  gemessen,  am  folgenden  Tage  um 
0,35  zu  klein,  während  der  Unterschied  der  Temperaturen 
nur  3°  R.  betrug.  Wenn  es  hiernach  wohl  keinem  Zweifel 
unterliegen  kann,  dass  die  Incongruenzen  in  den  Beobachtun- 
gen nicht  von  der  Temperatur  abhängen,  so  dürfte  es,  der 
plötzlichen  Uebergänge  wegen,  die  sich  in  diesen  Fehlern  bis- 
weilen zeigen,  auch  noch  sehr  zweifelhaft  sein,  ob  die  jähr- 
liche Periode,  welche  Fäye  für  diese  Fehler  gefunden,  eine 
allgemeine  Gültigkeit  hat.  Man  würde  dieses  nur  dann  als  er- 
wiesen  annehmen  können , wenn  in  mehreren  auf  einander 
folgenden  Jahren  dieselbe  Periode  sich  gezeigt  hätte.  Allein 
die  Beobachtungen’ des  Argelanderschen  Sterns  umfassen 
nicht  einmal  ein  einziges  volles  Jahr. 
Durch  eine  Abweichung  der  Temperatur  des  Objectifs  und 
der  Mikrometerschraube  von  derjenigen,  welche  das  Thermo- 
meter anzeigte,  lassen  sich  die  Differenzen  auch  nicht  erklä- 
ren; denn  wenn  man  auch  annehmen  wollte,  dass  diese  Ab- 
weichungen bis  5°  R.  sollten  betragen  haben,  was  ohne  Zwei- 
fel zu  viel  ist,  so  würde  dadurch  in  der  Reduction  der  Distan- 
zen auf  eine  constante  Temperatur  nur  ein  Fehler  von  0,07 
entstehen,  welches  kaum  der  6te  Theil  der  zu  erklärenden 
Differenz  ist. 
Wahrscheinlich  ist  die  Ursache  der  periodischen  Fehler 
eine  optische.  Ich  erinnere  mich,  dass  Herr  Professor  Han- 
sen, bevor  Bessel  noch  seine  Messungen  von  61  Cygni  an- 
gefangen hatte,  zwischen  den  an  verschiedenen  Abenden  mit 
dem  Heliometer  der  Seeberger  Sternwarte  gemessenen  Ab- 
ständen zweier  Fixsterne  Differenzen  fand,  welche  die  zufäl- 
ligen Beobachtungsfehler  nicht  unerheblich  überstiegen.  Er 
stellte  für  diese  Abweichungen  die  Erklärung  auf,  dass  man 
die  Bilder  der  Sterne  nicht  immer  in  gleichem  Abstande  vom 
