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„Publications of the Astronomical Laboratory at 
Groningen“ veröffentlicht worden. Zweitens die 
praktischen Arbeiten: die Untersuchung und 
Diskussion photographischer Aufnahmen, die in 
engem Zusammenhang mit den Forschungen über 
den Bau des Sternsystems standen. 
Schon 1889 entwickelte Kapteyn den Plan, 
durch photographische Aufnahmen die Parallaxen 
schwacher Sterne massenhaft zu bestimmen; es 
sollte dabei kein Unterschied zwischen Parallaxe- 
sternen und Vergleichssternen gemacht werden, 
sondern von allen beobachteten Sternen sollte die 
Parallaxe relativ zum Durchschnitt gefunden 
werden. 1891 besprach er in einer Konferenz 
der Himmelskarte in Paris diesen Plan mit 
Donner, dem Direktor der Sternwarte in Helsing- 
fors, der sofort bereit war, die nötigen Platten 
aufzunehmen. Das Besondere des Vorschlages 
bestand darin, daß alle zur Bestimmung nötigen 
Expositionen, ein halbes Jahr nacheinander, wenn 
der Stern durch den Einfluß der Parallaxe am 
meisten nach Osten und nach Westen von dem 
normalen Ort abweicht, auf derselben Platte ge- 
macht werden sollten, die dazu ein halbes Jahr 
unentwickelt aufbewahrt wird. Zur Elimination 
der Eigenbewegungen wird dieser Zeitraum auf 
ein Jahr ausgedehnt, damit zum Schluß der Stern 
wieder in der ersten Parallaxenlage aufgenommen 
wird. Die Ausführung war derart, daß zuerst 
drei Bilder in einer kleinen Entfernung vertikal 
übereinander genommen wurden, ein halbes Jahr 
später eine zweite Reihe solcher Bilder neben den 
vorigen, dann sofort eine dritte Reihe daneben, 
und wieder ein halbes Jahr später eine vierte 
Reihe von drei Bildern, alle Reihen in gleicher 
horizontaler Entfernung. 
werden die Bilder der beiden mittleren Reihen 
relativ zu den äußeren verschoben; die Messung 
der Parallaxe beschränkt sich auf die Messung 
der relativen Lage benachbarter Bilder, bei der 
viele systematische Fehler, wie die der Schicht- 
verzerrung, verschwinden und die zufälligen 
Messungsfehler viel geringer werden als bei der 
gesonderten Messung verschiedener Platten. In - 
dieser Weise wurden 1891—93 eine Anzahl 
Platten einiger ausgesuchter Gegenden (der Um- 
gegend der Wolf Rayet-Sterne im Schwan, die 
beiden Perseushaufen, 61 Cygni u. a.) aufgenom- 
men und 1901—05 eine neue Anzahl; die Ver- 
messung und die griindliche Diskussion finden 
sich in Nr. 1, 10, 20 der Groninger Publikationen. 
Es zeigte sich dabei, daß in der Tat die Messungs- 
genauigkeit eine sehr hohe war: der wahrschein- 
liche Fehler einer Distanzmessung betrug nur 
07,065, der wahrscheinliche Fehler einer Paral- | 
die Platten 
sich bedeutende | 
laxenbestimmung aus einer Platte betrug nur 
0”,03. Aber zugleich zeigten 
systematische, von der Helligkeit abhängige Feh- 
ler, die hauptsächlich dadurch entstanden waren, 
daß die Aufnahmen, um die günstigsten Parallaxe- 
faktoren zu erzielen, das eine Mal weit westlich, 
ein halbes Jahr später weit östlich von dem Meri- 
6 
Pannekoek: J. C. Kapteyn und sein a 
Durch die Parallaxe_ 
mung im Großen von genauen Eigenbewegungen 

on ches Werk on f 



































dian gemacht. waren. Es erwies che ee für 
künftige Parallaxebestimmungen auf photographi 
schem Wege als ‘absolut notwendig, die Auf 
nahmen alle in demselben Stundenwinkel, am 
besten in dem Meridian zu machen. — 
Im Anschluß an diese Ergebnisse . 
Kapteyn sofort, im Jahre 1900, den Plan zu einer 
allgemeinen Durchmusterung von Parallaxen 
durch photographische Aufnahmen. Um für 
800 000 Sterne (bis zur 10. Größe) die Parallaxeı 
mit einem wahrscheinlichen Fehler von 07,025 zı 
erhalten, würde, wie er nachwies, keine re 
Arbeit nötig sein als für die Kataleplp der 
internationalen Himmelskarte. ‘ Er beschränkte 7 
sich jedoch auf den Nachweis der Ausführbar- 7 
keit der Arbeit; "in der Einleitung erklärt er, er 
sei zu der Kon gekommen, daß durch ein 
anderes Programm — das er noch nicht näher 
andeutet — den Bedürfnissen der re 
besser gedient werden wird. a 
Den gleichen Grundgedanken wie hei‘ dent 
Parallaxen suchte Kapteyn auch bei der Bestim- 
mung der Eigenbewegungen anzuwenden. Indem U 
auf derselben Platte zwei Aufnahmen einer @ 
‚Gegend mit einer großen Anzahl Jahre Zwi- 
schenzeit gemacht werden, kann die Bewegung 
der Sterne in dieser Zwischenzeit durch die hohe 
Genauigkeit der differentiellen Messungen so 
genau gefunden werden, daß daraus zuverlässige 
Werte der Eigenbewegung hervorgehen. Damit 
wäre eins der lästigsten Hemmnisse bei allen 
Untersuchungen über den Bau des Weltalls auf- 
gehoben: der Mangel an zuverlässigen Eigenbe- 
wegungen für schwache Sterne. Bei der bisherigen 
Methode, der Vergleichung absoluter Ortsbestim- 
mungen in früherer und in neuerer Zeit, wa r 
immer der Übelstand, daß in früheren Zeiten « die 
schwächsten Sterne entweder nicht oder nur sehr ; 
ungenau beobachtet worden sind. Man konnte 
allerdings daran gehen, jetzt den Ort solcher. 
Sterne genau zu bestimmen; aber das würde nur 
der Nachkommenschaft nach einem halben Jal hr 
hundert zu Eigenbewegungen verhelfen, und für 
jetzt wäre uns damit nicht geholfen. ‘Die Frage. 
ist nun bloß, ob sich mit der Methode Kapteyns 
eine rende Genauigkeit erzielen läßt. Wieder 
war es Donner, der in Helsingfors die Platten 
nahm, die zur Prüfung der Methode dienen 
sollten: um, nach den Worten Kapteyns, „zu 
untersuchen, ob die Methode nicht eine Bestim- 
gestatten wiirde und welche Bedingungen erfo - 
derlich sein würden, um die reichste Ernte an Er- 
gebnissen in kurzer Zeit und mit dem geringst 
Arbeitsaufwand zu erzielen“. Aus Furcht, daß 
sich nicht länger halten möchten Ds 
wurden die zweiten Aufnahmen schon vier. und 
fünf Jahre (1896—1901) nach den ersten ge | 
macht; es zeigte sich aber, daß, gehörig in ver- 
Kieler Kästen vor Feschtiekeit geschützt, die 
Platten viel längere Zeit gut bleiben würden. 
Trotzdem wurden mittels dieser Platten (wofür 
