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aufstellt. 
Als 1889 der erste Kongreß für die inter- 
nationale photographische Himmelskarte in Paris 
zusammentrat, hat Kapteyn dort für die Ver- 
messung der vielen Tausende Platten seinen 
parallaktischen Apparat empfohlen und im 
Bulletin der Himmelskarte beschrieben. Be- 
kanntlich hat man trotz der ungeheuren Mehr- 
arbeit des Rechnens doch die rechtwinklige 
Methode gewählt, mit der fast jedermann vertraut 
war und deren hohe Genauigkeit bekannt war; 
ein parallaktisches Instrument war in den 
nötigen größeren Dimensionen noch nicht kon- 
struiert worden, und es erschien zweifelhaft, ob 
durch Kreisablesungen die erwünschte mikro- 
metrische Genauigkeit zu erzielen sei. Auch für 
die Kapplatten war zuerst die Rede davon, daß 
durch finanzielle Hilfe der „Royal Society“ in 
London ein parallaktischer Apparat höchster Ge- 
nauigkeit für deren Vermessung gebaut werden 
sollte, so daß die Ortsbestimmungen den hohen 
Anforderungen moderner Sternkataloge ent- 
sprechen würden. Als dann aber der Plan der 
großen internationalen Himmelskarte 
erachtete man in England die Aufnahme und die 
Vermessung der Kapplatten nicht mehr nötig 
und die finanziellen Zusagen wurden zurückge- 
zogen. Gil und Kapteyn waren anderer Meinung 
und setzten ihre Absicht durch — jetzt, da die 
internationale Himmelskarte, 30 Jahre später, 
kaum zur Hälfte vollendet ist, während der Kap- 
katalog schon 20 Jahre lang den Astronomen 
seine großen Dienste beweist, sehen: wir, wie voll- 
kommen sie Recht hatten. Aber sie waren jetzt 
gezwungen, sich mit der geringeren Durch- 
musterungsgenauigkeit zu begnügen, die mit dem 
selbstgefertigten Apparat Kapteyns zu erzielen 
war. 
Diese Genauigkeit war allerdings bedeutend 
größer als bei den visuellen Durchmusterungen, 
namentlich weil die Messungen sich in größerer 
Ruhe machen ließen. Gegen Verwechslungen mit 
zufälligen Fleckchen der Platte schützte man sich 
dadurch, daß zwei Platten derselben Gegend 
hintereinander gestellt wurden, so daß jeder 
Stern doppelt erschien. Die 'Sterngrößen konnten 
durch Messung und Schätzung der Durchmesser 
genauer gefunden werden als bei visueller Be- 
obachtung; dem stand der Nachteil gegenüber, 
daß eine Umwandlung der Durchmesserskala in 
eine Skala der Größenklassen nötig war, die 
durch Vermittlung der in Goulds Meridian- 
beobachtungen enthaltenen Sterne stattfinden 
mußte, und die daher nur einen vorläufigen 
Charakter tragen konnte. 10 Jahre hat m 
Groningen die Arbeit der Herstellung des Ka- 
talogs gedauert, und erst in den Jahren 1896 bis 
1900 erschienen die drei Bände der „Cape Photo- 
graphic Durchmusterung“, des ersten auf phcto- 
eraphischem Wege gewonnenen großen Stern- 
katalogs. Er umfaßt den südlichen Himmel von 
aufkam,. 
'negativen Parallaxen als unmöglich oder unreal 
kommen. So 
Sterngruppen durch bestimmte Auswahl der Da 
IV. 
befriedigen. Seine Ziele hatte er weiter gesteckt 
der Bau des Weltalls war der Gegenstand 
der seinen Geist erfüllte. Später hat er sie 
einmal einem Freunde gegenüber in diesem Sinn 
geäußert: „Als ich meine Entwürfe zur Er- 
forschung der Struktur des Sternsystems macht 
wußte ich, daß dabei das Resultat einer ganzen 
Lebensarbeit nihil sein könnte; daher wurde ich 
Mitarbeiter Gills, um eier etwas Positives 
geleistet zu haben“. Der Gedanke, diese Welt- = 
struktur zu erforschen, trat schon bei seinen 
Parallaxebestimmungen hervor. In den 90er Jahren 
(seit 1892—93) erschienen dann als die erste 
Versuche in dieser Richtung eine Anzahl Auf- 
sätze, zuerst in den Berichten der Amsterdamer 
Akademie, nachher zusammenfassend mitunter = 
in den Astronomischen Nachrichten. 
Das charakteristische Merkmal der Pome 
methode, die in seinen Händen so große Erfolge 
lieferte, war die statistische Behandlungsweise. 
Die Größen, die die Data für einen Stern be- 
stimmen, sind so klein, ‚daß sie sich aus der Be- E 
obachtung nur mit roßen Fehlern behaftet er- = 
geben, oft in dem Maße, daß das Resultat für den a 
Stern völlig illusorisch wird, wie z. B. negative 
Parallaxen, aus denen gar eine Entfernung ge- 
funden werden kann. Daher wird man mit 
Durchschnittswerten arbeiten müssen. Aber .da- 
bei ist dann die strengste - Vorsicht nötig, 
damit die Zufalligkeit der Fehlerverteilung ganz — 
zu ihrem Rechte kommt. Wenn man z. B. die — 




ausschließt und nur die positiven berücksichtig 
wird man für die mittlere Parallaxe einer Gruppe 
von Sternen sicher einen zu großen Wert be- | 
sind auch manche Resultate 
früherer Forscher für die Geschwindigkeit vo: 
systematisch gefälscht. Reihen von Parallaxe- _ 
bestimmungen, die dieser Bedingung der strenge 
Auswahllosigkeit geniigen, gab es nun damals — 
nicht viele; selbst im Jahre 1901 konnte Kapteyn 
nur eine Liste von 58 Parallaxen verwenden. Da 
nun aber doch die Kenntnis der mittleren En 
fernung bestimmter Sterngruppen die Grundlag 
aller weiteren Forschungen bildet, mußte er si 
in irgendeiner anderen Weise finden. ‘Eigen 
bewegung und-Helligkeit geben zwar beide einen 
Maßstab für die Entfernung ab, aber, wie sic i 
leicht zeigen läßt, einen falschen. Denn in den. 
Sternen einer helleren ae hat man nicht nur 
Er 

