ist also kaum anders möglich, als dass der Verf., von dieser Definition und der auf andere Weise festgestellten Vorstellung von einem Normalstern erster oder zweiter Grösse ausgehend, den Zwischenraum seiner hellsten und schwächsten Klassen durch die übrigen möglichst genau in gleiche Abschnitte zu theilen suchte. Gegen diese Methode wird sich auch, sobald die Absicht, nur absolute Bestimmungen zu machen, als sachgemäss zugegeben ist, nichts Wesentliches einwenden lassen; nur kommt es alsdann sehr darauf an, die beiden Fixpunkte der Scala, insbesondere den unteren, dem das Gros der Sterne an Helligkeit näher liegt, genau und für verschiedene Zeiten constant festzuhalten. Es wird in vielen Fällen eine müssige Frage sein, ob dies mit wünschenswerther Schärfe geschehen kann; denn beim Mangel eigentlich photometrischer Apparate bleibt häufig gar kein anderes Mittel zur Feststellung der Scala übrig, und so hat z. B. auch Ref. bei seinen Mannheimer Beobachtungen einen Fixpunkt in der Nähe der Grenze der optischen Kraft des dortigen Refractors annehmen müssen. Er kann dies aber doch nur für einen Nothbehelf ansehen. Herr Houzeau findet es allerdings schon an sich sehr viel leichter, die Helligkeit eines Sterns festzustellen, wenn derselbe sich an der Sichtbarkeitsgrenze befindet, d. h. wenn seine Helligkeit von der des umgebenden Luftfeldes nur wenig verschieden ist; er hat also den unteren Fixpunkt seiner Scala mit gutem Vorbedacht gewählt, und steht ja auch darin nicht allein, sondern hat bekanntlich bedeutende Autoritäten auf seiner Seite. Eben deshalb aber geht Ref. auf diesen Punkt hier etwas näher ein, denn für ihn ist es unmöglich, diese grössere Genauigkeit in der Lichtvergleichung sehr schwach erscheinender Objecte zuzugeben. Nicht nur, dass nach seiner Ansicht auch andere Fehlerquellen als die Scintillation (diese gibt auch Herr Houzeau zu) überwiegenden Einfluss auf die Schätzungen erhalten, wenn die Objecte nach Maassgabe der angewandten optischen Mittel schwach erscheinen, so dass die Schwankungen von einem Abend zum andern grösser werden; sondern er hat auch ganz allgemein die Erfahrung gemacht, dass der Helligkeitsunterschied zweier in solchem Falle befindlicher Sterne durch eine grössere Anzahl von Lichtstufen auszudrücken ist, wenn die optischen Hülfsmittel angemessen, d. h. in nicht zu starkem Maasse, verstärkt werden. Dies zeigt sich bei allen von ihm aufgestellten Scalen, wo die grossen Lichtschwankungen veränderlicher Sterne die Anwendung verschiedener Fernröhre in verschiedenen Theilen der Lichtcurve nöthig machten, wie bei o Ceti, Cygni u. s. w. zwischen Opernglas und Cometensucher, oder wie bei R Andromedae, R Serpentis und andern

χ

zwischen Cometensucher und Refractor. Und wo sich darin hin und wieder kleine Abweichungen zeigen, hat sich fast stets eines oder das andere der verglichenen Objecte mehr oder weniger gefärbt gefunden, oder es steht ein störender hellerer Stern in der Nähe u. dergl. Dies ist doch nicht anders erklärbar, als dass eine beträchtlichere Summe von Licht in das Auge gelangen muss, um die feinsten Lichtunterschiede zu erkennen, was sich ja auch mit verschiedenen sonstigen Erfahrungen wohl vereinigen lässt. Diese Summe mag für verschiedene Augen ungleich sein, aber wenigstens durch grössere oder geringere Weitsichtigkeit lässt sich der Unterschied im vorliegenden Falle nicht erklären; denn nach der grossen Menge sehr schwacher Sterne, die Herrn Houzeau's Uranometrie enthält, kann eine erhebliche Differenz in dieser Hinsicht zwischen den beiderseitigen Augen nicht angenommen werden. Auf der andern Seite ist es schwer, in dieser Beziehung principielle Unterschiede zwischen verschiedenen Individuen anzunehmen, und zur Entscheidung a posteriori, wie grössere Genauigkeit zu erreichen sei, also zur Untersuchung der wahrscheinlichen Fehler aus den Beobachtungen selbst scheinen insbesondere teleskopische Grössenschätzungen der Sterne 5.6 bis 6.7 oder 7 nicht vielseitig genug ausgeführt worden zu sein. Ref. kann also hier diese Frage nur anregen, und braucht wohl kaum hinzuzufügen, dass er weit davon entfernt ist, dadurch Herrn Houzeau's Beobachtungsmethode als für sein Auge unzweckmässig hinstellen zu wollen.

m

In den Grössenangaben hat Herr Houzeau sich mit dem Einschieben je einer Zwischengrösse in die Scala 1 bis 6 begnügt, so dass er also die Gesammtheit aller Sterne in 12 Stufen abtheilt. Schon der Jahresbericht der R.A.S. (Monthly Not. Vol XL, p. 246) hat diese Abweichung von Argelander, durch welche ein genaues Abgrenzen der Sterne nach vollen Grössenklassen unmöglich gemacht wird, beklagt. Man wird aber auch hier im Auge behalten müssen, dass der Hauptwerth der Arbeit in der selbständigen photometrischen Reihung der Sterne liegt, und dass es dem Verf. weniger auf ihre Parallelisirung mit andern ankam. Aus der Vergleichung der Anzahl der Sterne in jeder Houzeau'schen Unterabtheilung wird man ermitteln können, ob seine Zwischengrössen genau der Mitte zweier vollen Grössen entsprechen und von gleichem Umfange sind wie diese, und Ref. hofft die dazu führenden Vergleichungen bei anderer Gelegenheit zu geben. Herr Houzeau selbst rechnet in seinen Zusammenstellungen 6.7m zu 6TM, 5.6m zu 5m u. s. w.; es scheint dies aber mehr geschehen zu sein, um die Unterschiede gegen Argelander und Behrmann, die ja

die Bezeichnung 6.7" überhaupt nicht haben, auszugleichen, als um anzudeuten, dass die Zwischengrössen wirklich der helleren Nachbargrösse näher liegen als der schwächeren. Ref. hat Grund zu der Annahme, dass dies nicht der Fall ist, und dass also die Zwischengrössen bei Houzeau vollständig dieselbe Bedeutung haben sollen, wie je zwei Argelander'sche Zwischengrössen zusammen, welche ihrerseits bekanntlich jede für sich den halben Umfang der vollen Grössen haben und deren Mitte auch mit der Mitte der vollen Grössen zusammenfällt.

Die bekannten Veränderlichen sollen, wenn ihre Lichtschwankungen nicht weniger als eine Grösse betragen, im Catalog mit bezeichnet sein. Doch ist dies nicht durchweg Die Bezeichnung fehlt bei d Cephei, n Aquilae und anderen, selbst bei x Cygni. Von den selten sichtbar werdenden scheint Herr Houzeau keinen gesehen zu haben.

Mehrere, im Ganzen aber doch wenige, Abweichungen der Grössenschätzungen unter sich und mit älteren Catalogen sind S. 6 und 7 zusammengestellt. Die auffälligste ist bei B.A.C. 1093 (Eridani bei Houzeau, 3h 27041° 47′ für 1880), der 1875.10 als 4, 1875.61 6.7" und kaum sichtbar notirt ist (Behrmann 6, Gould in der Uranometria Argentina 64 ohne weitere Bemerkung). Bei dem Dissens früherer Beobachtungen von Lalande und Lacaille ist gewiss Manches durch Druckfehler zu erklären, wie z. B. die Grösse 8.9m für 55 Cassiopeiae H.C. p. 379. In einem andern Falle, Ll. 19662 4.5TM, Houzeau und Heis 6.7", gibt eine Vergleichung der betreffenden Zone bei Lalande überhaupt übertriebene Grössen; so ist gleich der unmittelbar vorher beobachtete Stern, Ll. 19646, als 7.8m angesetzt, während ihn zwei Zonen meiner südlichen Durchmusterung und eine ältere von Thormann übereinstimmend 8.9m geben; in denselben Zonen ist der Hauptstern als 6.7, 6, 7m notirt. Bei dieser Gelegenheit ist auch zu bemerken, dass Herr Houzeau S. 1 beiläufig erzählt, er habe in seiner Jugend B Aquilae an Licht abnehmen und seitdem schwach verbleiben sehen. Seine Uranometrie setzt ihn 4m an, also so hell, wie ihn schon Hevel angibt. *)

*) Die früheren Vermuthungen über die Veränderlichkeit von ẞ Aquilae und ihre Gründe sind bekannt, ebenso die kritischen Bemerkungen von Argelander in der Abhandlung de fide Uranometriae Bayeri über diesen und ähnliche Fälle, welche wohl auch Herrn Houzeau's Behauptung gegenüber ihr Gewicht nicht verlieren. Ich erinnere mich übrigens mehrerer Gespräche mit Argelander, in denen er sich trotz jener Bemerkungen und obwohl er die Variabilität durchaus nicht für erwiesen hielt, doch dahin aussprach, dass die übereinstimmenden Grössenangaben aus älterer Zeit bis Bayer höchst auffällig seien, und dass dieser Umstand vielleicht doch nicht ganz aufgeklärt sei.

Sterne, welche für das freie Auge nicht trennbar sind, sondern nur zusammen gesehen werden, sind im Sternverzeichniss mit dem Buchstaben D bei der dem Totaleindruck entsprechenden Grösse bezeichnet; in einzelnen Fällen kommt auch die Bezeichnung T (triple) vor. Die Positionen sind in diesem Falle die der Mitte der Componenten, wenn aber beide Sterne Namen führen, so sind auch diese einzeln angeführt. In Betreff der grösseren oder geringeren Leichtigkeit, mit der das freie Auge derartige Gruppen auflöst oder in andern Fällen den schwächeren Stern wegen der Nähe des helleren nicht zu sehen vermag, hat der Verf. sehr merkwürdige und lehrreiche Erfahrungen gemacht, bei denen allerdings noch manche Räthsel übrig bleiben. Während z. B. die beiden x Tauri (65 und 67 Fl.) bei 7′ Distanz noch zu trennen waren, misslang dies bei Hydrae (81', nicht 11' Distanz, wie der Verf. χ sagt), wo doch die Componenten weniger ungleich sind, was sonst die Auflösung begünstigt. Die Unregelmässigkeiten wachsen noch bei schwächeren Sternen. DM. +45° 2635 und 2638, 6.7m und 6m, wurden noch bei 12' Distanz unterschieden, in anderen Fällen erschienen Objecte bis zu 30′ Abstand vereinigt, Lacaille (nicht Lalande) 6514 und 6517 sogar bei der enormen Distanz von 50'.*) Es wäre interessant, die Mittel kennen zu lernen, durch welche der Verfasser sich überzeugt hat, dass es wirklich mehr als ein einziges Object war, welches er hier sah. Seine Zeichnung kommt mit der von Gould nahe überein, aber dies scheint nur dadurch bewirkt zu werden, dass der Nachbarstern Lupi (15h 349-34° 19' für 1880) im Sternverzeichniss und auf der Karte 20' zu südlich steht. Stellt man diese Position richtig, so ist es auch nöthig, allein die Position von Lacaille 6514 statt des Mittels von 6514 und 6517 einzutragen, um die Uebereinstimmung mit Gould zu wahren.

Ueber die angewandte Nomenclatur der Sterne muss Ref. hier kurz hinweggehen. Da das Sternverzeichniss nicht nach Sternbildern geordnet ist (was das Auffinden von Sternen bekannter Positionen sehr erleichtert) und nur diejenigen Sterne besonders bezeichnet sind, welche Buchstaben oder in Ermangelung solcher Nummern in den Catalogen von Flamsteed, Hevel, Mayer oder Lacaille führen, so kann die Umgrenzung

*) Bei Gould Lupus 128, 129 58 var.? und 67, bei Houzeau zusammen 6, im Fernrohr 6" und 6.7". Ein noch auffälligerer Fall der andern Art, wo Herr Houzeau zwei Sterne in 8' Distanz getrennt ansetzt, für 1880 6m 18h 209-17° 44′ und 6.7" 18" 209-17° 52', ist mir nicht ganz verständlich. Meine südliche Durchmusterung hat den letzteren in 3 Zonen verschiedener Jahre 6.7", 7, 6.7", den nördlichen aber in denselben Zonen 95, 95, 93, übereinstimmend mit Schmidt 9.10, Astr. Nachr. 80, Nr. 1914. Auch Gould hat nur den südlichen als 66.

der Sternbilder nur aus den Karten entnommen werden. Ref. hat aber keine Vergleichung mit andern Karten gemacht, weil schon die Buchstaben-Nomenclatur wieder ganz auf den HardingBode'schen Standpunkt zurückgeführt ist, während doch die von diesen beibehaltenen neueren Sternbilder von Herrn Houzeau nach Olbers' und Argelander's Vorgange (mit Ausnahme des von Lemonnier eingeführten Turdus Solitarius) wieder ausgemerzt sind.*) Dass dies Nachahmung finde, erscheint nicht wünschenswerth, so viel Mängel auch die von Argelander wiederhergestellte Bezeichnung von Bayer haben mag. Höchstens könnte dadurch das Gewicht der Gründe vermehrt werden, welche, auch vom Verf. S. 11 ff. besprochen, ohnehin für eine totale Umgestaltung der Fixsternnamen und -Bezeichnungen sprechen.

Das Sternverzeichniss, über die Hälfte des ganzen Werkes, ist in 4 Zonen, je 45° Decl. umfassend, und vom Nordpol beginnend getheilt. Weitere Unterabtheilungen hat dasselbe nicht, jede Zone ist nach der Ordnung der Rectascensionen von oh bis 24h durchgeführt. Jedem Stern sind fünf Columnen gewidmet. Die beiden ersten geben AR. und Decl. für 1880 (mit zweckmässigen Präcessionsformeln S. 23) abgerundet auf Zehntel-Zeitminute und volle Bogenminute. Eine so grosse Genauigkeit hat aber der Verf. augenscheinlich nicht erstrebt, da sich mehrfach Abweichungen bis o6, manchmal auch grössere, seltener entsprechend grosse in Declination finden. Die dritte Columne gibt die Grösse, eventuell die bereits erklärten auf Duplicität und Variabilität sich beziehenden Buchstaben, einige Male auch den Buchstaben N, wenn benachbarte schwächere Objecte dem Sterne sichtbar ein nebelartiges Ansehen verliehen. 13 andere, Nebelflecke und ohne Fernrohr unauflösliche Sternhaufen, sind S. 22 zusammengestellt, in den Catalog aber nicht eingegangen. Den bekannten grossen Sternhaufen bei Herculis hat Herr Houzeau einfach als 6m gesehen, einige andere leicht sichtbare, wie Messier 92, kommen überhaupt nicht vor. Wo die Grössencolumne, verschiedenen Zeiten entsprechend, zwei Angaben hat, geben die Karten bald die hellere, bald die schwächere; nur in ganz vereinzelten Fällen sind die Abweichungen beider mehr als eine halbe Grösse. Die vierte Columne endlich enthält die Zeiten der

*) Hieraus erklärt sich auch ein Theil der Widersprüche in der (seit Argelander verlassenen) Bezeichnungsart, die der Verf. selbst rügt. Es gibt zwei verschiedene o (nicht o) und zweip Ophiuchi; je einer dieser Sterne gehörte eben zu Taurus Poniatovii. Ref. bemerkt hierbei noch, dass in allen ihm bekannten Catalogen 45 Herculis nicht e, sondern / heisst, und 57 Persei nicht u, sondern m. Diese beiden Fälle sind also in der Liste gleicher Bezeichnungen (neben 69 e Herculis und 51 μ Persei) S. 13 zu streichen.