DER STERNHAUFEN h PERSEI.

BEOBACHTUNGEN DESSELBEN AM BONNER HELIOMETER NEBST DEREN BERECHNUNG

VON

A. KRUEGER.

Eingereicht am 17. October 1864.

1.

BESSEL hat bereits in der Einleitung zu seinem Plejadenverzeichnisse darauf aufmerksam gemacht, wie wichtig eine genaue Bestimmung der von ihm beobachteten Sterngruppe für eine dereinstige Erkennung der gegenseitigen Bewegungen der Glieder derselben sei. Diese Bemerkung trifft gewiss in gleicher Weise die vielen über den Himmel vertheilten gröberen Sternhaufen, deren mikrometrische Beobachtung nothwendig wird, wenn man darauf rechnen will, in nicht gar zu langer Zeit einen Anhaltspunkt für die Untersuchung der innerhalb derselben etwa vorgehenden Veränderungen zu gewinnen. Nichtsdestoweniger scheinen dieselben bisher von den Astronomen verhältnissmässig vernachlässigt worden zu sein; ich glaubte es daher für ein nützliches Unternehmen ansehen zu dürfen, als ich im Herbste 1860 den grossen Sternhaufen im Perseus mit dem Heliometer in Bonn durchzubeobachten beschloss, und verwandte desshalb bis zum Frühjahre 1862 eine geraume Anzahl günstiger Beobachtungsstunden auf diese Arbeit. Meine Absicht, auch den kleinern Sternhaufern Persei zu bestimmen, wurde durch meinen Fortgang von Bonn vereitelt. Ich kann desshalb in dem Folgenden nur die Beobachtungen der vorangehenden Gruppe h Persei vorlegen.

Das Heliometer ist für eine Arbeit, wie die vorliegende, gewiss ein sehr geeignetes Instrument. Es giebt ziemlich grosse Distanzen, die sich mit dem Fadenmikrometer gar nicht mehr erreichen lassen, mit bedeutender Sicherheit; auch die Positionswinkel lassen nicht viel zu wünschen übrig. Sie werden zwar im Allgemeinen den Distanzen nachstehen, und zwar aus doppeltem Grunde: einmal, weil der Trieb des Positionskreises am Objective nicht so leicht geht, als man für eine möglichst scharfe Einstellung wünschen müsste; dann weil die Genauigkeit der Ablesung des Kreises bei grossen Distanzen nicht mehr ganz ausreichend ist. Dazu können noch etwaige Unregelmässigkeiten in der Biegung des Fernrohrs treten, die sich möglicherweise der Untersuchung entziehen. Bei mässigen Distanzen jedoch, wie sie

hier in Frage kommen, erlangen diese Unvollkommenheiten mindern Einfluss und sie verschwinden gegen die Annehmlichkeit, alle Beobachtungen auf einen und denselben Nullpunkt beziehen zu können, wodurch die Berechnung ungemein erleichtert wird.

Bevor ich zu dem Detail der Beobachtungen übergehe, muss ich einige Bemerkungen in Bezug auf die Auswahl der beobachteten Sterne vorausschicken. Es war nicht meine Absicht, alle Sterne bis zu einer gewissen Grössenklasse vollständig zu beobachten, sondern vielmehr nur einen Theil aus der grossen Menge auszuwählen und so eine beschränkte Anzahl Punkte genau festzulegen. Innerhalb eines engen Abstandes vom Mittelpunkte der Gruppe, etwa bis auf 6 Minuten, dürften die Sterne bis zu der Klasse herab, die ich 95 nannte, vollständig beobachtet sein, da ich wiederholt mich zu überzeugen suchte, ob hier nichts übersehen sei. Auf weitere Entfernungen wurden jedoch die Sterne willkürlich herausgegriffen, mehrere ganz ausserhalb des dichtern Theiles der Gruppe. Die Anzahl der hellern Sterne, die überhaupt noch die Beobachtung mit dem Heliometer zuliessen, war nämlich viel geringer, als ich geglaubt hatte; ich griff deshalb mehrmals sehr schwache an, die ich nach nothdürftiger ein- oder zweimaliger Beobachtung später nicht mehr hinlänglich genau zu fixiren vermochte und aufgeben musste. Daher rührt es auch, dass gegen das Ende des Verzeichnisses einzelne Nummern (sie sind chronologisch nach der Reihenfolge der ersten Beobachtungen geordnet) fortgefallen sind.

Noch während ich mit vorliegender Arbeit beschäftigt war, wurde ich darauf aufmerksam gemacht, dass Prof. Lamont in München im Laufe des Jahres 1836 den Sternhaufen im Perseus beobachtet habe. Eine Nachricht darüber findet sich in den Astronomischen Nachrichten Band XIV pag. 183. Dieselbe war mir durch einen eigenthümlichen Zufall entgangen: in dem Exemplare genannten Journales nämlich, welches ich zu benutzen pflegte, fehlte gerade die betreffende Nummer, was ich weiter nicht gewahr wurde. Prof. Lamonts Beobachtungen sind übrigens, soweit ich in den Münchener Beobachtungen habe nachsuchen können, nicht veröffentlicht und ich habe desshalb leider seine Resultate mit den meinigen nicht vergleichen können. Ebenso wenig konnte ich von einer Beobachtungsreihe von Hrn. Liapunow, früher in Kasan, über eben denselben Gegenstand, Gebrauch machen, da dieselbe noch nicht publicirt, und mir nur in einem Auszuge brieflich zu Händen gekommen ist. Ich muss mich desshalb darauf beschränken, einfach die Beobachtungen und deren Reduction aufzuführen, und deren Vergleichung mit andern einstweilen aufschieben.

2.

Die Wahl eines geeigneten Vergleichsternes oder Nullpunktes wurde mir nicht schwer. Es befindet sich nämlich innerhalb des Sternhaufens, dem Schwerpunkte etwas folgend, ein Doppelstern, aus 2 Sternen 9ter Grösse von 13 Secunden Distanz bestehend, der für meine Zwecke besonders geeignet schien. Die Vergleichung mit einem einfachen Sterne wird bei kleinen Distanzen schwierig und besonders ermüdend: die Einstellung der Distanz erfordert grosse Hin- und Herbewegung in Position, besonders bei schwachen Sternen; ausserdem kann man, wenn man nicht die Drehung beider Schrauben zu Hülfe nehmen will, nicht gleichzeitig Positionswinkel und Distanz ablesen. Beim Einstellen des Objekts in die Mitte eines Doppelsternes fallen diese Unbequemlichkeiten weg und die Beobachtung geht doppelt so schnell von Statten, insofern beide Coordinaten gleichzeitig beobachtet und abgelesen werden. Der Mittelpunkt des von mir benutzen Doppelsternes (d) hat folgende Gerade Aufsteigung und Abweichung

29′ 1′′ 33+56° 27′ 20′′ 7 Mittl. Aequinoctium 1855.0.

Wie dieselbe gefunden ist, werde ich später anführen. Die vollständig bestimmten Sterne sind meist 6 mal beobachtet worden, 3 mal Axe folgend, oder im Herbste, und 3 mal Axe vorausgehend, in den Wintermonaten. Eine Beobachtung besteht aus 4 Einstellungen, nämlich Axe f. Schraube I bei 60.25 und 60.75, mit den je 2 zugehörigen Einstellungen der Messungsschraube II; dagegen Axe Schraube I bei 60.00 und 60.50. Die kleinen periodischen Ungleichheiten müssen sich so vollständig eliminiren. Eine grössere Anzahl der Einstellungen an einem Abend schien mir nicht nothwendig, da es jedenfalls besser ist, eine einmal vorgesetzte Menge von Beobachtungen auf möglichst viele Abende zu vertheilen. Bei der Berechnung der Correctionen, die von den Fehlern der Aufstellung, von der Refraction, Aberration und der Reduction auf das Mittl. Aequinoctium 1855 herrühren, wurden verschiedene Hülfstafeln angewandt, welche die sonst umständliche Rechnung bedeutend abkürzen und zugleich sicherer machen. Für die Positionswinkel finden sich gewisse Glieder, die, bei der geringen Ausdehnung des Sternhaufens, nur vom Stundenwinkel abhängig sind, nämlich nach BESSELS Bezeich

nung:

(i, Sec di' tyd)+u (Sin q cos 8-cos q Sind cost) insofern i,, ' und als unveränderlich angesehen werden kann. Hiemit liess sich das zweite Glied der Refraction vereinigen: