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fehlern ‘versteht man die beim Abschluß der Bearbei- 
tung sich ergebenden Widersprüche zwischen Theorie 
und Beobachtung, die bei absolut genauen Beobach- 
tungen und bei Berücksichtigung. aller Fehlerquellen 
gleich Null sein sollten, bei den Polhöhenreihen jedogh 
Beträge annehmen, deren Höhe sich aus den unver- 
meidlichen Beobachtungsfehlern allein nicht erklären 
läßt, ohne daß es bisher möglich ‘war, eine befriedi- 
gende Lösung zu finden. Die hier behandelte Beob- 
achtungsreihe wurde in den Jahren 1908 bis 1911 am 
großen Zenitfernrohr zu Pulkowa erhalten. Sie um- 
faßt 8 Gruppen von je 7 bis 10 Sternpaaren und eignet. 
sich wegen der Kleinheit der zufälligen Beobachtungs- 
fehler besonders gut zur Untersuchung auf etwaige 
noch unbekannte Einflüsse. Auch bei dieser Reihe 
findet der Verfasser Schlußfehler von unzulässi- 
gem Betrage, ohne eine Erklärung dafür geben zu 
können. Bei der Untersuchung ähnlicher Reihen zeigt 
sich, daß die aus zeitlich benachbarten Gruppen des 
gleichen Abends: abgeleiteten Ergebnisse meist gut 
übereinstimmen, daß aber die. Widersprüche mit der 
Zwischenzeit wachsen, so daß man auf das ‘Bestehen 
einer eintägigen Periode schließen könnte. Auch fin- 
den sich in den Beobachtungen mancher Stationen 
unerklärte Schwankungen von 2- bis 3jähriger Dauer. 
Die sog. Saalrefraktion, d. i. die mit der Temperatur 
veränderliche Strahlenbrechung innerhalb des Beob- 
achtungsraumes, könnte man wohl für eintägige und 
einjährige Schwankungen, nicht aber für solche mit 
längerer Periode verantwortlich machen. Zur Er- 
mittelung | rasch verlaufender Schwankungen schlägt 
der Verfasser die Massenbestimmung von Polhöhen 
während eines Tages vor. Das Schlußergebnis faßt 
er dahin zusammen, „daß auch die neuere Pulkowaer 
Reihe, trotz mehrfacher Verbesserungen gegenüber 
älteren Reihen, trotz ihrer schönen inneren Genauig- 
keit und trotz guter Übereinstimmung ihres . End- 
ergebnisses mit unabhängigen Parallelreihen auf an- 
deren Stationen, in systematischer Weise beeinflußt 
ist aus Ursachen, für die niemand bisher eine schlüs- 
sige Erklärung geben konnte. Solange als diese nicht 
gefunden wurde, kann man, angesichts der auffallen- 
den Größe und des stetigen Verlaufes der aus dem 
ganzen DBeobachtungsmaterial abgeleiteten Wider- 
sprüche, die derzeitigen Bearbeitungen nicht als er- 
schöpfend und ihre Ergebnisse nicht als definitiv 
ansehen.“ 
Lichtmessungen an Planetenscheiben. In den wäh- 
rend des Krieges erschienenen, ‚erst kürzlich nach 
Deutschland gelangten Veröffentlichungen der Stern- 
warte 2% Dorpat gibt FB. Schönberg ausführliche Mit- 
teilungen über seine photometrischen Beobachtungen 
der großen Planeten, die besonders wegen des dabei 
angewandten neuartigen Instruments von Interesse sind. 
Es handelt sich um ein Mikrophotometer, das besonders 
zur Bestimmung von Flächenhelligkeiten geeignetist. In 
den Okularteil des Fernrohrs fällt durch einen seitlich 
angebrachten, senkrecht zur Längsachse des Fernrohrs 
stehenden Hohlzylinder das Licht einer Glühlampe, die 
mit Hilfe eines Milliampöremeters auf ihre Beständig- 
keit geprüft werden kann. Ein im gleichen Zylinder 
verschiebbar angebrachter dunkler Glaskeil gestattet 
das Licht beliebig abzuschwächen. Im Okularteil selbst 
befindet sich ein Prisma, auf dessen sowohl gegen den 
vom Objektiv einfallenden als auch gegen den von der 
Lampe kommenden Lichtstrahl um ‚45° geneigter Fläche 
‚nebeneinander fünf sehr kleine Spiegel befestigt sind, 
Astronomische Mitteilungen. 

























































deren jeden man durch Verschieben des Prismas in i 
optische Achse des Fernrohrs bringen kann. D 
Durchmesser deg kleinsten Spiegels beträgt nur 0,1 mm 
Auch ihre Rückseiten sind spiegelnd. Ein Okular b 
findet sich, rechtwinklig zur Fernrohrachse steheng 
gegenüber dem Ansatz, der die Lampe trägt. Bei 
Durchblicken sieht man die von der Lichtquelle <? 
zeugte helle Fläche, vom Himmel dagegen nur einem 
sehr kleinen Ausschnitt, der sich auf der Vordersei 
des kleinen Spiegels abbildet. Man kann nun da 
Fernrohr so auf eine Planetenscheibe einstellen, daß ei, 
Teil der letzteren, dessen Helligkeit gemessen werde 
soll, im Spiegel erscheint. Alsdinn “gibt man durch 
Verdobiebed des Glaskeils der umgebenden künstlichen "| 
Lichtfläche eine solche Helligkeit, daß das Spiegelbild”; 
sich nieht mehr davon abhebt, und erreicht damit die 
Gleichheit beider Flichenhelligkeiten, Die Stellung des] 
lichtschwächenden Glaskeiles ist an einer Millimeter 
teilung ablesbar, wodurch die rechnerische Verwertung #1 
der Beobachtungen ermöglicht wird. — Außerdem ist 
ein zweites Okulax derart angebracht, daß man einen 
Ausschnitt des Himmels sieht. und in der Mitte des Fel- 
des das nunmehr von der Rückseite des kleinen Spiegels 
erzeugte Bild der künstlichen Lichtiläche. Zum Zweck 
der Messung bringt man den Planeten in das Gesiehts- 
feld, hat also den vollen Anblick seiner Scheibe, und 
bringt das kleine Spiegelbild der Vergleichsfläche durch 
Verschieben des Glaskeiles auf dem zu messenden Tei 
der Planetenscheibe zum Verschwinden. Das Instru 
ment eignet sich auch zur Beobachtung von Nebelflecken 
und Kometen. Sternhelligkeiten können außerhalb der 
Brennebene des Objektivs gemessen werden, wobei die 
Sterne als leuchtende Scheiben erscheinen. 4 
Die bisherigen Messungen an Planeten beziehen sich 
besonders auf die allgemeine Lichtverteilung, nicht auf”) 
die Einzelheiten der Oberflächenzeichnung. Eine Be 
obachtungsreihe aus den Jahren 1913 und 1914, bei 
die zweite der oben beschriebenen Messungsarten ange- 
wandt wurde, hatte zum Ziel die Untersuchung ler, 
Helligkeitsverhältnisse im Ringsystem des Saturn, Es 
ergab. sich dabei. die überraschende Tatsache, daß die 
mittlere Helligkeit der beiden äußeren und’ hellsten 
Saturnringe um 0,32 Größenklassen oder 34 % geringer 
war als die Helligkeit in der Mitte der Saturnscheibe; 
während man im allgemeinen den gegenteiligen Ein 
druck gewinnt. Allerdings erfolgten die Messungen 
weit außerhalb der Oppositionszeit des Planeten, zu 
welch letzterer nach Seeligers theoretischen Unter- 
suchungen die größte Helligkeit der Ringe zu erwarten 
ist. Die: Veränderung der Ringhelligkeit mit dem 
Phasenwinkel trat deutlich in Erscheinung. Mit wach. 
sendem Phasenwinkel nimmt die Helligkeit des Ringe 
ab. Die Beobachtungen wurden sodann auch unter 
Einschaltung verschiedenartiger Farbfilter ausgeführt 
Der Unterschied zwischen Ring und Scheibenmitte waı 
am geringsten bei einem grünen (0,26 Größenklassen). 
am größten bei einem roten Filter (0,35 Größenklassen), 
entsprechend dem Umstande, daß der Ring mehr plang 
die Saturnkugel mehr rote Strahlen zurtickwirft. — 
Messungen des Gesamtlichts des Planeten im Ver 
gleich mit a Tauri ergaben, auf mittlere Opposition 
entfernung umgerechnet, daß ersterer etwa 0,7 Größeng 
klassen heller war als der Vergleichstern. Die zu mq 
senden Bilder wurden so weit innerhalb der Bren 
cee des es ae gewählt, daß Satur 



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