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den einzelnen Sternen angestellten Abmessungen berechnet, nachdem von genügend 

 bekannten Oertern der Sterne ausgehend, die Projectionen der einzelnen Abstände 

 auf die Verbindungslinie der Endsterne vorgenommen worden sind. 



Bei der Untersuchung dieser Messungen an Sternreihen, von denen zwei 

 in der Praesepe selbst und eine dritte in der Vulpecula liegen, hat sich heraus- 

 gestellt, dass die AbstaudsmessuDgen kleiner Verbesserungen bedürfen, die bei 

 einem Abstand von etwa 1300 Bogensecunden ein Maximum von etwa Secunde 

 erreichen, während für die kleinsten und für die grösseren am Heliometer mess- 

 baren Abstände die Correctionen wieder zu Null zu convergiren scheinen. Eine 

 Curve zur Verbesserung der Messungen steigt vom Nullpunkt bis zu 1300 Se- 

 cunden schnell an und nähert sich dann bei grösseren Abständen wieder der 

 Abscissenaxe. 



Während am Göttinger Heliometer die grösste durch Verschiebung der 

 Objectivhälften' messbare Distanz nahezu zwei Grrad oder 7200 Secunden beträgt, 

 hatten die Bogen Praesepe a j« und Praesepe ap eine Länge von 3608 und 4736 

 und der Vulpecula-Bogen eine Länge von 5184 Secunden; also auch der längste 

 dieser drei Bögen ging nicht weit über 0.7 der überhaupt messbaren Abstände 

 hinaus. Es war deshalb mein Bestreben, einen anderen Bogen von Sternen auf- 

 zufinden, der sich über einen noch grösseren Theil des Gesichtsfeldes des Helio- 

 meters erstreckt und diese Bemühungen sind insofern gelungen, als im Sternbild 

 des Löwen ein Bogen aufgefunden wurde, dessen Endsterne um 6914 Secunden, 

 also um 0.96 der grössten messbaren Distanz von einander abstehen. 



Die acht Sterne dieses Bogens finden sich in der Bonner Durchmusterung, 

 und ihre Positionen sind den Albany Zonen entnommen, in denen sie mit Aus- 

 nahme des zweiten sämmtlich vorkommen. Um auch für den hier fehlenden 

 Stern eine möglichst genaue Position zu erhalten, habe ich ihn am Heliometer 

 an die beiden benachbarten Sterne Nr. 1 und 3 angeschlossen. 



Auf diese "Weise ergiebt sich für das Aequinoctium 1895 : 



Nr. 



B.D. 



Gr. 



Albany. 



Epoche 



1895.0 

 h in s 







1 



4- 4^2377 



0 



8.7 



4113 



1880.3 



10 39 7.57 



+ 4 35 



6.7 



2 



4.2380 



9.2 







41 2.47 



3 51 



14.7 



8 



3.2411 



8.2 



4124 



80.3 



41 26.79 



3 39 



4.4 



4 



3.2413 



9.0 



4127 



80.8 



42 10.92 



3 21 



49.3 



5 



3.2415 



8.6 



4129 



80.6 



42 33.67 



3 12 



27.6 



6 



3.2417 



8.7 



4131 



81.3 



42 46.21 



3 6 



50.3 



7 



3.2418 



8.7 



4132 



81.3 



42 56.58 



3 2 



13.8 



8 



3.2419 



8.7 



4133 



81.5 



43 7.07 



2 56 



35.2 



Aus diesen Oertern sind die in nachstehender Tabelle in der Columne „Projection" 

 enthaltenen Beträge gerechnet, welche die Abstände zwischen je zwei der Sterne 

 auf die Verbindungslinie zwischen den Endsternen 1 und 8 reduciren. 



Die Messungen am Heliometer und die Reductionen nach dem in meiner 

 Abhandlung über die Praesepe beschriebenen Verfahren sind die nachfolgenden. 



