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94 1 C. Fixsterne und Nebelflecken. Parallaxe von ß Cass. = 4“ 0,135" + 0,028" und die Constante der Aberration = 20,436" + 0,048". Eine andere Behandlung, bei welcher die Beobachtungen nicht den parallaktischen Factoren angepasst, sondern umgekehrt letztere aus ersteren bestimmt wur den, ergab die Grösse 0,119" cos (0 4- 196,9°) als Analogon zur Parallaxe, wo der Phasenwinkel bis auf 4° mit dem theore tischen 192,93° übereinstimmt. Eine Vergleichung mit Cass. zeigt, dass nicht thermische oder atmosphärische Einflüsse an der jährlichen Bewegung des Sternes ß schuld sind. Eine Prüfung der Beobachtungen, welche Nybän 1880 bis 1881 am gleichen Instrumente angestellt hat, gab die Parallaxe 0,167" + 0,072". Pritchard hatte mit Hülfe der Photographie die Parallaxe in Bezug auf vier Nachbarsterne bestimmt und im Mittel 4- 0,154" + 0,018" (einzeln 0,200", 0,128", 0,131" und 0,157") gefunden. Somit dürfte die Zahl tt = 0,15" sehr nahe der Wahrheit ent sprechen. W. Schur. Bestimmung der Parallaxe des Sternes tf’ 5 Aurigae. Astr. Nachr. 136, 33—45 f. Ref.: Observ. 17, 314. Dieser Stern hat eine starke Eiefenbewesrung, weshalb eine verhältnissmässig grosse Parallaxe zu verniuthen ist. Aus Be obachtungen am Heliometer zu Göttingen erhält Schub den Werth % = 4- 0,106" + 0,054". Die Messungen an diesem Instrumente waren mit einigen Schwierigkeiten verknüpft. II. Gyld£n. Ueber die mittleren Parallaxen von Sternen ver schiedener Grössenclassen und verschiedener scheinbarer Be wegungen. Astr. Nachr. 136, 289—300f. Ref.: Nat. 51, 21. Verf. stellt (nach Oudemans und Karteyn) die Parallaxen von 56 Sternen nebst deren Eigenbewegungen, nach der Grösse der letzteren in sechs Gruppen geordnet, zusammen. Auf die Helligkeit einer bestimmten Grössenclasse reducirt, würde die mittlere Parallaxe um so grösser sein, je grösser die Eigenbewegung ist. GyldE’n will diese Beziehung numerisch ausdrücken und erwähnt verschiedene Rechnungsarten, die er zu diesem Zwecke versucht hat. Die Sterne werden nach ihrer Helligkeit in fünf Classen getheilt und in jeder Classe der Coefficient der Parallaxen abnahme in Bezug auf die Bewegungsabnahme berechnet. Dann wurde eine Formel gesucht, welche diese Coefficienten als Func tionen der Helligkeit und der Bewegung darstellt und eine solche,
