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fur den Werth derselben empirischen Constanten orooooo 13 abgeleitet; dies stimmt recht gut mit dem obigen, direct ermittelten Werthe und man darf hoffen, dass durch An- wendung der Dynamometermethode der Einfluss der Ver- schiedenheit des Mitschwingens bei relativen Schweremes- sungen bis auf geringe Reste bestimmt wird, allerdings unter der Voraussetzung ganz gleichartigen Pfeilerbaues.

Potsdam, Geodiitisches Institut, I 896, Januar.

Die der Methode noch anhaftenden Miingel sind leicht einzusehen. *) Weitere Vervollkommnungen werden ange- strebt ; der Unterzeichnete beschiiftigt sich augenblicklich weiter mit der Aufgabe, eine einfache, exact wirkende Wipp- maschine in Gestalt eines schwereren, verstellbaren Hilfs- pendels zu verwenden.

Dr. R. Scbumann.

*) Ueber den Einfluss des Rythmus beim Wippen sind von Herm Prof. Helmert theoretische Betrachtungen angestellt worden: Naheres hieriiber sowie iiber das Fadenpendel des Herm Dr. Kilhnen wird die Publication iiber die Schwereexpeditionen des Geodatischen Institutes irn Tahre 1894 enthalten.

Ueber den veranderlichen Stern Z Herculis. Von N. C Dunir.

In Bd. XVI des Astronomical Journal hat Herr Yendell eine recht bedeutende Reihe von Beobachtungen des zum Algoltypus gehorenden Sterns Z Herculis verbffentlicht. Herr Yendell hat allerdings auch einige Rechnungen tiber die Periodenlinge angestellt; da er aber hierbei fast gar keine Riicksicht auf den von mir im Astrophysical Journal, April 1895 veroffentlichten Aufsatz ,On the Periodic Changes of the Variable Star Z Herculisa genommen hat, habe ich es als nathig erachtet eine Vergleichung zwischen Herrn Yendell’s Beobachtungen und der von mir dort, p. 289, gegebenen Ephemeride zu machen. Die Resultate waren die folgenden:

I. G e r a d e M i n i m a . M . Z. Greenw. B-R

1895 Juli 30dz7~52~ +22m

Sept. 4 16 15 +28 s 8 1 5 37 - 4

20 I4 53 - 8 D 24 14 30 - 20

11. U n g e r a d e M i n i m a . M. Z. Greenw.

1895 April 23d19~36”’ Juni 14 18 45 Juli 28 15 5 1 Aug. 5 16 18

Sept. 2 14 1 5

j~ 1 0 13 5 2

* 22 ‘3 47

.v 2 5 I4 5 6

B-R [-85”1 + I 5 - 3 4 + I 7 - 1

-25

+ 5

- 2 2

I m Mittel werden daher durch die von mir berech- neten Elemente siimmtliche Beobachtungen, wenn man die offenbar verfehlte von April 23 ausschliesst, in folgender Weise dargestellt :

Gerade Minima B-R = +zm Ungerade Minima B-R = - 7 m .

Die Uebereinstimmung ist folglich noch als eine voll- kommene zu betrachten, und es ware uberflitssig, eine Neu- berechnung vorzunehmen, ehe neue Beobachtungen vorliegen.

Bei obiger Vergleichung, ebenso wie bei der ursprlinglichen Berechnung habe ich die Reduction auf die Some noch YorlPufig vernachlissigt.

Die Beobachtungen des Herrn Yendell liefern eine sehr schone BestPtigung der allgemeinen Richtigkeit der von mir gegebenen Theorie, um so werthvoller, als gerade der Umstand, dass Herr Yendell offenbar bei seinen Beobach- tungen nicht meine , sondern Dr. Hartwig’s Ephemeride benutzt hat, beweist, dass seine Beobachtungen in keiner Weise durch meine Berechnungen beeinflusst worden sind.

Nur in einer Beziehung stehen die Beobachtungen des Herrn Yendell scheinbar in Widerspruch mit meiner Theorie. Nach Herrn Yendell waren die Helligkeiten des Sterns:

im Hauptminimum 7m94 im secundaren Minimum 7.75

Diese Zahlen werden aber widerlegt: I. Durch die auf die Helligkeitsmessungen des Herrn

Lindemann zu Pulkowa gesttitzten Beobachtungen von mir und dern Assistenten der hiesigen Sternwarte, Herrn Osten Bergstrand, welche ergeben haben :

Helligkeit im Maximum 6‘89 Lindernann .v D Hauptminimum 8.05 Lindemann * D secund. Minimum 7.35 Duner und Bergstrand

11. Durch die Beobachtungen von Hartwig in 1894. Denn wenn, bei dem Anfange von Hartwig’s Beobachtungen der secundlren Minima, der Stern nicht heller als 7m75 ge- wesen ware, hatte er unmoglich annehmen konnen, dass die ungeraden Minima zu so vie1 frtiherer Tageszeit eintraten. Nimmt man dagegen an, dass meine Angabe tiber die Helligkeit des Sterns im secundiren Minimum die richtige ist, so musste dagegen Hartwig, da er nicht wusste, dass die Minima von verschiedener Helligkeit sind, unbedingt annehmen, dass die ungeraden Minima zu einer etwa vier Stunden friiheren Tageszeit als die geraden Minima ein- traten.

111. Durch die Aeusserungen des Herrn Yendell selbst. Er sagt nkmlich: *The odd or secondary minima were found difficult of observation from the small range of the

I ’I*

variation and the indefiniteness of phase.c Dies musste eine vollkornmen richtige Beschreibung der Erscheinung sein, wenn die ganze Amplitude 64189 bis 74135 betruge. Ware dieselbe aber 64189 bis 74175, mussten dagegen die Minima scharf und gut zu beobachten sein, in der That leichter als die von Y Cygoi, U Ophiuchi etc.

Epoche Gerade Minima 300 1896 Mai 9d ~ ~ 5 2 ” ’ 350 Aug. 16 23 4 400 Nov. 24 18 16 450 1897 Marzzo 13 28 500 Juni 6 8 40 550 Sept. 14 3 5 2 600 Dec. 2 2 23 4 650 1898 April I 18 16 100 Juli 1 0 13 28 7 5 0 Oct. 1 8 8 40 800 1899 Jan. 26 3 5 2

Wahrend der zweiten Halfte des Jahres 1895 wurden die Sonnenfleckenzahlungen in derselben Weise, wie es in den Xstr. Nachr. Bd. 139, Nr. 3334 angegeben ist, fort- gefuhrt.

Ich muss daher die Richtigkeit meiner Theorie auch in dieser Beziehung aufrecht halten.

Urn schliesslich zu sehen, wann und wo der Stern vortheilhaft zu beobachten ist, habe ich folgende Ephemeriden berechnet.

In der folgenden Tabelle sind die Resultate der Flecken- zfihlungen bis zum I. Januar I 896 zusammengestellt. VORI 15. October bis zum 9. November sind die Zahlungen von mir, alle anderen vom Assistenten Scharbe gemacht.

Epoche Ungerade Minima 301 1896 Mai I I ~ ~ ~ 3 3 ” ’ 351 Aug. 18 2 1 45 40 I Nov. 26 16 57 451 1897 Marzzz 1 2 9 50‘ Juni 8 7 2 1

55‘ Sept. 16 2 33 60 I Dec. 24 2 1 45 6j1 1898 -4pril 3 16 57 701 Juli 1 2 1 2 9

80 I 1899 Jan. 28 2 33 75 1 Oct. 2 0 7 21

Die Verhaltnisse sind nicht giiostig. In 1896 ist der 1 scheinlich unter gunstigen Verhaltnissen in Mitteleuropa Stern nur in .4ustrdien und Asien, in 1897 nur in dem ostlichsten ‘I‘heile von Europa und in Westasien, in 1898 in Ostarnerika, die ungeraden Minima zum Theil auch in West- europa zu beobachten. Erst in 1902 wird der Stern wahr-

beobachtet werden- konnen. Es ist daher zu befurchten, dass dieser hochinteressante Stern in bedauerlicher Weise nicht die gentigende Beachtung finden kann.

~ .- Upsala 1896 Marz 4. N . C. DunPr.