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752 Astronomische Mitteilungen. Iissenschaft 
der höherer Ordnung. Bei entsprechenden Vor- mit schwachen Vergleichsternen müssen an ei e 
sichtsmaßregeln können, wie van NMaanen- zeigt, die größeren Instrumente gemacht werden, will man n ht 
Glieder zweiter und höherer Ordnung vernachlässigt die Expositionszeit von 15 Minuten überschreiten. 
werden, Die Korrektion ist dann a+ bla+cy. Die 
gemessenen Distanzen D setzen sich also zusammen aus 
a+bx+cy+Ayn+Amue, (Am = Zeit.in Jahren 
zwischen den einzelnen Aufnahmen jedes Platten- 
paares, Ap = dem Unterschiede des parallaktischen 
Faktors). Für die Vergleichssterne, bei denen ja x 
und W= 0 angenommen sind, wird D=a-+ ba-+ cy. 
Die Werte dieser Konstanten sind unschwer nach der 








Wegen der Schwierigkeit der Nachfiihrung des Spi 
gels in der Cassecrainanordnung fiir südliche Dek 
nationen konnten nur wenige südliche Sterne. beob 
achtet werden. Die ersten Ergebnisse am Hooker- 
teleskop (42’ Brennweite) in der Newtonschen io 
rithtung liegen nun vort). 
Die Parallaxen wurden für drei rasch benagte 
Sterne aus der Liste von Wolf gemessen. 






Mph 0.1900 Ö1900 jährl. E. B. TU Rel. m. F. 3 
Wollt 10370 Re ; 14,5 99h 93m 448 + 5°. 20' 1757 0”054 | ee 0” 0060 a 
Wolf; 1039. ck. asec : 13,8 23" 29" 2 07287 1744 0”056 + 0”0060 — 
WOLLSTOE) Ver 14,5 239 31375 + 0° 37! 1°23 0”057 | + 070105 - 
Methode der kleinsten Quadrate aus den verschiedenen 
Vergleichssternen für jedes Plattenpaar zu errechnen. 
Für den Parallaxenstern im Koordinatenursprungs- 
punkt ist x und y gleich 0; alsoD=a+Apa+Am ue. 
Zur Vereinfachung der Rechnung werden alle D eines 
Plattenpaares um den für den Parallaxenstern gefun- 
denen Wert vermindert, für diesen selbst wird dann 
‘schließlich Apn +Am ya =— a. Soviel Plattenpaare, 
soviel derartige Bedingungsgleichungen. Die Aus- 
gleichungsrechnung ergibt «dann die gewünschten 
Werte für 7 und E. B. wy. Sind einmal die Konstanten 
b und e ermittelt, so ermöglicht die Methode ohne wei- 
teres die E.B. und x für die Vergleichssterne zu rech- 
nen und damit Untersuchungen über systematische 
Fehler (durchzuführen. Dies ist ein großer Vorzug 
gegenüber der Methode von Schlesinger, bei der eine 
derartige Loslösung der Vergleichssterne nicht mög- 
lich ist. 
Nach diesem hier. ante Verfahren hat van 
Maanen in den letzten 7 Jahren-170 Objekte gemessen. 
Die innere Genauigkeit der Ergebnisse ist die größte 
bisher erreichte. Bei Kapteyn und Weersma beträgt 
der mittlere Fehler (m. F.) + 0,0480, bei Mzicheu 
(nach 1914) + 0,”70135, bei Schlesinger + 0,”0120, wäh- 
rend van Maanen nach Abschluß seiner Messungen am 
60-Zöller + 0,70084 ameibtt); G. Schnauder fand in 
seiner wufschlußreichen Untersuchung?), in der er u. a. 
172 photogiraphische Parallaxen von 5 verschiedenen 
Sternwarten untereinander in Beziehung setzte, für 
van Maanen dien weitaus kleinsten m. F, von + 0,”0095, 
der noch unsicher war, da er sich nur auf 5 Sterne 
bezog: Dieser Wert Schnauders wird aber nun bestens 
gestützt durch die vorzügliche Übereinstimmung mit 
dem mittleren inneren Fehler einer ar 
der 170 Objekte von van Maanen. 
Der Übergang vom 60-Zöller auf den 100-Zöller als 
Arbeitsinstrument hatte mehrere Gründe; Parallaxen- 
bestimmungen für sehr schwäche Sterne bzw. Gebiete 
Nat. Ac.-of Sciences 9, De 
Nachr. 217, 1. 
ty Prog 
*) Astron, 
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Herausgeber und verantwortlicher Schriftleiter: Dr.-Ing. e. h. Dr. "Arnold Berliner, Berlin Wo. 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Druck von H. 8. Hermann & Co. in Berlin SW 19. 
























Im Durchschnitt ein m. F. von. + 0,”00%75. Es gelan 
also, am 100-Zöller die innere Genauigkeit der Mes 
sungen noch weiter zu steigern. Der m. F. bet rai 
nunmehr nur noch % des m. F, der an sich ‚scho 
glänzenden Resultate der Allegheny-Sternwarte. 
Der gemessenen gz entsprechend muß man dies 
Sterne als Zwerge bezeichnen mit der äußerst kleine: 
absoluten (phot.) Helligkeit + 13™, Ihre Geschwin- 
diekeit senkrecht auf die en. 
110 km/sek, 
Als viertes Objekt hat van Maanen ae präch lee 
planetarischen Nebel NGC 7293 im Aquarius (Fig. 7 
in Lick Publ. XIII) 2) gemessen, Er ist der Riese! 
unter iden planetarischen, ‘Nebeln mit einem Durch- 
messer von 15 bzw. 12 Bogenminuten. Er besitzt 
ähnlich wie der seltsame NGC 6543, doch nicht so aus- 
geprägt, eine schneckenförmige Gestalt. Der Zeatra 
stern, eine regelmäßige Erscheinung bei diesen Ge 
bilden, hat eine photographische Helligkeit von 1 
Die gemessene Parailaxe ist von derselben Gr ößen 
NL, wie bei den Wolfschen Sternen und beträg 
0,7058 + 0,”0075. Es ist also ein relativ nahes Objekt, 
ungefähr 55 Lichtjahre von der Sonne entfernt. 
Zentralstern ist ein Zw erg mit einer absoluten Helli 
keit von + 11,22, Die Schere Bestimmung. der Pa 
allaxe für einen planetarischen Nebel ist von ‚große 
Bedeutung und ermöglichte auch die Dimensionen ‚für > 
dieses Riesengebilde anzugeben. Es hat in der Längs 
achse einen Durchmesser von 3% Billionen Kilometer. 
Haben uns die Messungen nach der Interferenz- Me 
methode fiir den Riesenstern Antares einen Durc 
messer ergeben, der nach den besten Parallaxmessung 
größer ist als jener der Marsbahn, so haben wir hier 
ein Gebilde vor uns mit einem Durchmesser, weicher 
den der Neptunsbahn, also den unseres Sonnensystems, 
noch 375mal übersteigt. W. E. Bernheim 
beträgt, 
N Nat. Ac. of Se. 9, mace 2. 
Sharan 18221 ‘Helt 1 ‘ * 
+ 
