32 1A. Allgemeines. Verff. ihre Beobachtungen, um nach Loewy’s Verfahren die Aber- rationsconstante zu bestimmen. Der genannte Doppelspiegel wird vor dem Fernrohrobjectiv befestigt und erlaubt zwei Sterne, die am Himmel weit von einander entfernt stehen, gleichzeitig ins Gesichtsfeld zu bringen. Aus den mikrometrischen Messungen des Abstandes der zwei Sternbildchen von einander im Laufe längerer Zeit lässt sich u. A. die Aberrationsconstante ableiten. Loewy’s Methode bietet die Möglichkeit, sich von allen Instrumentalconstanten, abgesehen vom Schraubenwerthe, frei zu machen. Die genaue Ermittelung der Aberrationsconstante ist aus ver schiedenen Gründen sehr wichtig. Es ist zu entscheiden, ob die Geschwindigkeit der Fortpflanzung des Lichtes im Welträume überall dieselbe ist, wie wir sie an der Erdoberfläche experimentell bestimmt haben. Es fragt sich ferner, ob die Bewegung der Licht quelle Einfluss auf diese Geschwindigkeit habe und ob directes Licht und reflectirtes sich gleichmässig verhalten. Endlich liefert die Aberrationsconstante ein Mittel, und zwar nach Tisserand das beste Mittel, um die Sonnenparallaxe und damit die Ausdehnung des Sonnensystems zu bestimmen. Die Verff. geben eine Uebersicht über die bisherigen Arbeiten und Resultate, diese Constante betreffend, und bemerken, dass nach ihren eigenen Beobachtungen der STBUVE’sche Werth 20,445" der Wahrheit sehr nahe komme und dass reflectirte Strahlen sich wie directes Licht verhalten. Es wurden zwei Sternpaare so ausgewählt, dass die vier Sterne gleichzeitig nahe dieselbe Höhe erreichen. Auf diese Art lassen sich einige leichte Fehlerquellen eliminiren. Die Beobachtungen sind in der That frei von systematischen Fehlern, sowohl bezüglich der Beobachter als der Sternpaare selbst. Das Resultat für die Aberrationsconstante lautet A = 20,447" + 0,024". F. Küstner. Zur Bestimmung der Aberrationsconstante aus Meridian- Zenitdistanzen unabhängig von den Schwankungen der Polhöhe. Astr. Nachr. 126, 233—248 f. Ref.: Observ. 14, 274. Naturw. Rundsch. 6, 243. Kleine Zenitdistanzen von Sternen im Meridian <p — 8 lassen sich auf verschiedene Art sehr genau bestimmen, sind jedoch von den Schwankungen der Polhöhe <f> beeinflusst. Bestimmt man für zwei Sterne <5 X und 8 2 die Grössen —öj und — d 2 , so wird die Differenz , 2 = 8 1 —S 2 unabhängig von <p. Dieses