Systematische Beobachtungsfehler. 
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Endpunkte (nahe 1') mit Leichtigkeit und ohne merklichen systematischen Fehler 
durch Messung am Fernrohr bestimmt werden. Der Apparat war in geeigneter 
Weise und in einer Entfernung von beiläufig 8900 Fuss aufgestellt; die Messungen 
wurden meist zwischen Mittag und Sonnenuntergang, zum grösseren Theil bei 
Sonnenschein gemacht, wo die Aehnlichkeit der künstlichen Sterne mit den na 
türlichen am grössten war. Mittelst dieses Apparates hat O. Struve durch aus 
gedehnte Messungsreihen die gerade bei ihm stark ausgeprägten Fehler unter 
sucht und durch interpolatorische Ausdrücke dargestellt. Indem für weitere 
Details auf die Arbeit selbst 1 * ) und auch auf das kritisch eingehende Referat 
von Thiele 3 ) verwiesen werden muss, seien hier nur zwei Folgerungen erwähnt, 
die eine allgemeinere Gültigkeit beanspruchen dürften: 1) die Fehler der Rich 
tungen hängen nicht direct von den Distanzen ab, sondern von dem Gesichts 
winkel, unter welchem sich diese in den verschiedenen Ocularen (Vergrösse- 
rungen) darstellen. 2) die systematischen Fehler von Positionswinkel und 
Distanz können für jedes Paar dargestellt werden durch ein constantes Glied und 
ein oder mehrere andere Glieder, die sich nach gewissen Gesetzen mit der Rich 
tung der Sterne zur Verticalen ändern. 
G. Bigourdan 3 ) hat zu demselben Zweck einen Apparat construirt, der von 
dem Apparat von O. Struve unter anderem auch darin sich unterscheidet, dass 
Mikrometer und künstliche Sterne mit einander verbunden sind und daher die 
Messungen zu jeder Zeit in einem geschlossenen Raume ausgeführt werden können. 
Ein Rohr von etwas über 7 Meter Länge, welches nach Art eines Passagen 
instruments um eine horizontale Achse drehbar ist, trägt an seinem einen Ende 
ein Fadenmikrometer, an dem anderen eine dünne Platte, die mit Löchern in 
verschiedenen Abständen von einander durchbohrt ist. In einer Entfernung von 
6’5 Meter von der letzteren befindet sich eine achromatische Linse, durch welche 
von den durch eine Lampe beleuchteten feinen Oeffnungen Bilder in der Focalebene 
erzeugt werden, die dem Aussehen natürlicher Sterne bei guter Luft sehr nahe 
kommen. Die Helligkeit der Bilder lässt sich mittelst eines Doppelkeils aus dunklem 
und weissen Glase abschwächen ; durch eine in das Rohr eingeführte Gasflamme 
kann künstlich eine grössere oder geringere Unruhe der Bilder erzeugt werden. 
Die Platte ist drehbar und der Drehungswinkel kann auf 0 o, l abgelesen werden; 
ausserdem kann der ganze Apparat — und dies ist ein nicht unwesentlicher Vorzug 
— bis zu einer gewissen Grenze, die sich bei etwas veränderter Construction 
noch weiter hinausschieben Hesse, in verschiedene Zenitdistanzen gebracht werden. 
Aus den von Bigourdan gefundenen Resultaten, welche sich nur auf die 
Positionswinkel erstrecken, seien, im übrigen mit Hinweis auf die Abhandlung selbst, 
die folgenden hervorgehoben: 1) die Unruhe der Bilder macht sich nur in der 
Vergrösserung des zufälligen Fehlers, nicht in der Aenderung des persönlichen 
Fehlers geltend. 2) Der persönliche Fehler als Function des von der Verticalen 
aus gezählten Positionswinkels befolgt bei der Höhe 0° und 60° einen parallelen 
Gang; 3) der Einfluss der Helligkeit ist bei gleich hellen Componenten Null, 
dagegen tritt eine Abhängigkeit von dem Unterschied der Helligkeiten beider 
Componenten deutlich hervor. 4 ) 
*) Observations de Poulkova, Vol. IX. 
a ) V. J. S. der Astr. Ges., Bd. 15 . Jahrgang. 
3 ) G. Bigoukdan, Sur l’équation personnelle dans les mesures d’étoiles doubles, — siehe 
auch V. J. S. d. Astr. Ges. 21 . Jahrgang. 
*) Ueber einen von Helmert zur Untersuchung der Fehler der Positionswinkel benutzten, 
mit dem Beobachtungsfernrohr (in nahe horizontaler Stellung) verbundenen Apparat vergleiche ;