ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN.

E belior. m. 2. Gr. M-m + 130 2400268d541 6d62 +160 0655.876 6.46 +I90 Io43.118 6-36 +230 1559.558 6.48 + 2 7 0 2015.982 6.16 +300 2463.339 6.20 +330 2850.624 6.42 +360 3231.945 6.36 +390 3625.298 6.42 +415 3948.r47 6.48 '1

Band 216.

E helioz. m. Z. Gr. M--m +440 2404270d872 6 d ~ 4 ~ ) +470 4658.119 6.62 + S O 0 5'45.553 16.593) 4 5 3 0 5432.8591 + 5 f o 5949.423 6.59 +61o 6465.932 6.43 +640 6853.315 6.49 +670 7240.689 6.42 9-700 7628.093 6.48

Nr. 5163. 3.

Untersuchung der Periode des Lichtwechsels von p Lyrae. Von J? HeZZeerich. Die von Pannckock l ) aus den Normalepochen der Jahre

1784-1895 abgeleitete Formel fIir die Epoche des Haupt- minimums hat die spiiteren Beobachtungen nicht dargestellt, und zwar wird anscheinend das Glied dritter Ordnung durch die neueren Epochen nicht besttitigt; Zur Ableitung neuer Elemente wurden siimtliche Beobachtungsreihen des Zeitraums 1784-1920 verwendet. Um ein miiglichst homogenes Epochen- material zu erhalten, war eineghzliche Neubearbeitung mehrerer iilterer Beobachtungsreihen erforderlich, denn bei der Ableitung der Normalepochen nnd der Endthmg der lblbhmphase ist in den einzelnen alteren Reihen sehr verschieden verfahren. Ferner sind die abgeleiteten Epochen durch Zasammenfassung gr613erer Zeitriiume erhalten, kurzperiodische Schwankungen bezw. Stiitungen 2, des normalen Rotations- und Bedeckungs- lichtwechsels werden VerWschungen der aus ihnen abgeleiteten Normalepochen bewirken kiinnen.

Bei der Neuableitung der Epochen ist in allen ver- wendeten Beobachtungsreihen in gleicher Weise veriahren. Es sind die Beobachtungen in miiglichst kleinen Zeitabschnitten (von wenigstens ein Jahr LHnge) in eine mittlere Lichtkurve zusammengefaflt worden ; die Minimumphase ist nach dem Pogsonschen Verfahren der halbierenden Kurve abgeleitet, wobei nur Beobachtungen verwendet worden sind, die in den Zeitraum der Finsternis im Haupt- und Nebenminimum fallen. Zur Reduktion der einzelnen Beobachtungen auf einen Um- lauf dienten die nachstehenden Elemente, die aus provisorisch gebildeten Normalepochen abgeleitet sind :

helioz. Min. m. Z. Gr. = 2398590d550+ 12d908008~E +odooooo392 I *E* Elemente I

Nur die Beobachtungen von R Hcis und S. v. GZasmapp sind noch mit der Pamckockschen Formel:

helioz. Min. m. Z. Gr. = 2398590!604+ 12d908009*E +0dooooo3855 ~E4-0d000000000047 -h"'

reduzjert worden. Die erhaltenen Normalepochen sind weiter unted in Ta-

belle 2 zusarnmengestellt, hier folgen zunlichst Angaben Uber die einzelnen Beobachtungsreihen, welche neu bearbeitet sind.

I ) Die Beob. von r. Schidf. Dieselben bilden die umfangreichste Reihe mit 801 2 Einzelbeobachtungen von 1841-1879. Abgesehen von den vom Beobachter selbst aus graphischen Darstellungen der Einzelbeobachtungen abge- leiteten Epochen, welche laufend in A. N. veroffentlicht sind, hat keine Bearbeitung der Reihe stattgefunden. Auch eine Veriiffentlichung der Beobachtungen ist bisher nicht erfolgt, aber durch das Entgegenkommen von Herrn Geheimrat MUh, dem ich an dieser Stelle meinen Dank ausspreche, war es miiglich, eine Abschrift von dem auf dem Potsdamer Obser- vatonum befindlichen Manuskript zu nehmen.

') A. Pannckock. Uotersucbungen Uber den Licbtwechsel von @ Lyrae. Amst. Akad. Verh. I, Teil V, auch AN 144 Nr. 3456. 7 P. 6kthnicO, R. &ago-. Untersucbungen des Licbtwecbsels von B Lyrae auf Grund lichtelektrischer Beob. Berliner Ber. 1917.222. 7 M-m unsicber wegen asymmetriscben Verlaufa der Kurve in der Umgebung des Nebenminimums.

3

35 5 163 36

3) Beob. von E. Heis. Die in den Jahren 1840-1860 erhaltenen Beobachtungen sind von Hagen l) vertiffentlicht. Da die Helligkeiten bereits fertig berechnet gegeben sind, konnten dieselben direkt entnommen werden und durch Zu- sammenfassung der Beobachtungen in zwei Abschnitte, 1840 bis 1850 und 1850-1860, zwei mittlere Lichtkurven abgeleitet werden. Die Bestimmung der Mininiumphasen liefert die folgenden Normalepochen :

Reihe I 1840-1850 1 Hauptmin. 2395105d62 m.Z.Gr. Epoche - 2 7 0 Nebenmin. 2395112.10 D

Reihe I1 1850-1860 Hauptmin. 2398590.50 ))

Epoche o i Nebenmin. 2398596.90 D . 4) Beob. von Goodricke. Es wurden nur die Phasen neu

berechnet, die Helligkeiten dagegen direkt den von Argelandcr (BB VIIz p. 36 I ) gemachten Angaben entnommen.

5 ) Beob. von WesQhal. In ahnlicher Weise, wie die Goodrickeschen Helligkeitsangaben durch ArgeZader in Zahlen ausgedrtickt wurden, sind die Wes@?aaZschen Beobachtungen berechnet worden. Als Nonnalepoche findet man :

Epoche - I 045 Hauptrnin. 2385106d080 m. Z. Gr. Nebenmin. 2385112.370 .

6) Beob. von Schwerd. Die im Schwerdschen Nachlafi aufgefundenen Beobachtungen dieses Sterns wurden mir bereits fertig reduziert von Herrn Prof. Luahdorf mitgeteilt, wofur ich an dieser Stelle meinen Dank ausspreche. Fur die beiden Zeitabschnitte 1823 Febr. bis 1825 Juni und 1825 Okt. bis 1826 Dez. ergaben sich die Normalepochen :

1823-25 B = -850 Hauptmin. 23876214636 m.Z.Gr. Nebenmin. 2387627.996

1825-26 E = -810 Hauptmin. 2388137.526 Nebenmin. 2388143.726 9 .

7 ) Beob. von Argekznder und Schilnfeld. Bei der Neu- reduktion der Beobachtungen wurden die Beo bachtungen von Argelander in 8 Gruppen, die von Schiktfeld in 4 Gruppen geteilt, welche die nachstehenden Zeitraume umfassen :

Argelander. Gr. 1 184oSept.-1842 Jan. Gr. V 1849Milrz-1853Jan.

I1 1842 MLrz- 1844 Jan. V I 1853 Mtlrz- 1855 Dez. I11 1844Milrz-1845 Nov. VII 1856Mtlrz-1858 Jan. IV 1846 April-1849 Jan. VIII 1858 Mgirz-1859 Juli

Tabel le 2. Normal Nr. Beobachter Epoche M.Z.Gr. helioz.

I

2

3 4 5 6 7 8 9

I 0 I 1 I 2

13

Goodricke Wesphal Sch werd

Argelandey I *

n I1 )’ I11

Heis Argelander I V

)) VI D V

Heis Oudernans

- 1986 1045 8 5 0 810

385 335 310 210 2 1 0

I I 0 I 0 0

-

+ I 0

2372970d710 85106.080 8762 1.636 8813 5.526 9362 1.583 94266.852 94589-3 17 95105.620 9 5880.0 I 4 9 7 170.6 54 9846 1.458 98 590.500 98 7 19.63 0

Schhfeld. Gr. I 1855 Mai -1857 Nov. Gr. 111 1869 Milrz-1871 Dez.

I1 1865 Febr.-1868Aug. IV 1872 Febr.-1875 Aug. Die abgeleiteten Normalepochen sind in der Tabelle 2

unter der entsprechenden Gruppennurnrner aufgefuhrt.

8) Beob. von Odemans, Sawyer, Schur und Wendell. Ftir diese Reihen war nur eine Neurechnung der Phasen erforderlich.

9) Beob. von Gufhnick Die Normalepochen B= I 7 73 und E = 1828 sind aus lichtelektrischen Beobachtungen ab- geleitet, die rnir Herr Prof.Guthnick, demichhiermitmeinenDank ausspreche, zur Verfugung stellte. Die Beobachtungen bilden eine Fortsetzung der in den Jahren I 9 I 3-1 9 I 6 erhaltenen Messungen (s. 1. c.) und umfassen die Zeit von 1917 Juli bis Dezember (163 Vergleichungen an 38 Tagen) und 1919 Juli bis Oktober (104 Vergleichungen an 3 I Beobachtungtagen).

10) Beob. YOU Hel&rich. Die Beobachtungen bestehen aus I 48 in der Zeit von Mai I 9 I 9 bis Nov: I 9 2 o erhaltenen Ver- gleichungen von ,8 Lyrae mit den Sternen y Lyrae und 5 Lyrae nach der Argelanderschen StufenschLtzungsmethode.

Fur die iibrigen Beobachtungsreihen war eine Neu- reduktion nicht erforderlich, die Normalepochen sind direkt aus den mittleren Lichtkurven, die in den Veroffentlichungen der betreffenden Reihe gegeben sind, abgeleitet worden.

In Tabelle z sind die aus den einzelnen Beobachtungs- reihen abgeleiteten Normalepochen zusammengestellt , und zwar enthalten die einzelnen Spalten der Reihe nach die laufende Nummer, den Namen des Beobachters, die Epochen- zahl, die heliozentrische mittlere Zeit Greenwich des Haupt- minimums, ausgedruckt in Tagen der Julianischen Periode, die Darstellung B-R1 durch die Elemente I (9. 0.) und den Zeitabstand des Nebenminimums vom voraufgehenden Haupt- minimum. Bezuglich der Literaturnachweise kann auf die

Geschichte und Literatur der VerLnderlichen Sternea Bd. 11 p. 156-160 verwiesen werden.

Die aus den keobachtungen von Voge&nsang2) abge- leitete Epoche soa ist bei der Ableitung neuer Elemente nicht mit verwendet worden, da die Veroffentlichung der Arbeit erst nach Fertigstellung der Rechnungen erfolgte. lochen von BLyrae . B-R, M-vt B--% B-R, B-R, - odoo I

+ O . I 1 6 t o . 0 6 0

+0.035 +0.045 - 0.06 8 - 0.054 -0 .027 - 0.062 -0.016 - 0.050

- 0.004

- 0 . 1 I I

6d54 6.29 6.36 6.20 6.09 6.36 6.49 6.48 6.42 6.52 6.39 6.40 6.3 3

f o d o o I

+o.120

+ 0.066 -0.105

+0.043 +0.053 - 0.060 - 0.046 -0.018 - 0.053 - 0.006 - 0.040 +0.006

- 04042

t 0 . 0 8 7 - 0.08 5

+ 0.068 ---0.046 - 0.032 - 0.007

+0.139

0.05 7

- 0.044 0.000

- 0.034 +0.012

-0do10 + 0 * 0 5 3 +o.org -0.150

+0.092 -0.019

+0.028 - 0.00 I

+0.040

+0.074

0.000

+ 0.00 5 +0.050

’) 7. G. Hugcn. Beobachtungen veriinderlicher Sterne von E. Heis aw. den Jahren 1840-77 u. s. w. Berlin 1903. ’) E. H. Vogclcnsung. Beobachtungen von kurzperiodischen Variabeln. AN 214 Nr. 5129.

37 5 163 38

Nr. Beobachter Epoche 14 Schiinfcld I + 45 1 5 ArgcZanderV11. 60 16 ' VIII 1 1 0 1 7 Schmidt I8 a

I9 a

2 0 ' 2 1 S

2 2 n 23 2 4 Schirn feld I1 25 Sehmidf 26 a

2 1 D 2 8 a

30 Schmidt 31 32 33 Schiinfrlrs IV 34 Schmidt 35 36 a 37 38 39 Schur 40 Sawyer 41 Plasmann 42 Pannckock 43 Strafonow 44 Glascnapp 4 5 Schwwsschild 4 6 Wmdcll 47 Luizet 48 Glasenajp 49 Curtis 5 0 H m i g 5 on Vogehsang 5 1 Guihni4 5 2

53 54 Uclkritir

n

29 Sclriinfrrd 111

a

B

S

a b

130 160 190 230 2 1 0 300 330 33s 360 390 415 440 440 470 500

530 530 5 7 0 610 640 610 700

1 0 5 7 2 5

I 0 1 5 I 105

1170

1232 1245 '375 1450 1563 I594 I 7 4 7 I147

"I773 1828

+ 1840

I 2 2 0

M. Z. Gr. helioz. 2399 1 7 1 d360

99364.985 a4000 I 0.4 I 6

00268.541 00655.876 01043.1 I 8 01559.558 02075.982 02463.339 02850.624 02915.120 03231.945 03625.298 03948.141 04270.87 2

04658.1 19 0504 5.5 53 0543 2.859 0543 2.870 05949.423 06465.932 06853.315 07 240.689 0 7 6 2 8.093 07692.650

I 1696.240 12858.720 13698.280 14344.160 14499.1 30 I 4666.988 1 5 5 1 1.320 I 131 5.460

191 I 5.810 2 1 152.113

21488.750

042 70.840

07 950.960

I 877 5.280

2 I I 52.780

22199.390 2 2 3 54.5 I 5

B-R, &f-m -0odo58 6?32 -0.059 6.35 -0.062 6.51 -0.116 6.62 -0.056 6.46 -0.095 6.26 -0.041 6.48 -0.016 6.16

+0.004 6.42 -0.053 6.49 +0.004 6.36 +0.029 6.42 +o.ogg 6.48 +0.039 6.54 + O . O O ~ 6.39 -0.061 6.62 +0.019 -0.036 -0.025 6.55

+0.038 6.43

+0.014 6.42 +0.016 6.48 +0.005 6.53

+0.023 6.35 +0.033 6.35 -0.006 6.44 +0.004 6.43 -0.037 6.43 -0.110 6.62 -0.041 6.35 +0.054 6.40 -0.066 6.48 -0.007 6.40

-0 .027 6.42 -0.024 6.43

+0.034 6.20

16.59.

+0.034 6.59

+0.034 6.49

+0.043 6.50

-0.034 6.42

-0.101 6.36 -0.045 6.52

B-Ra - d o 4 8 - 0.049 - 0.05 I -0.105

-0.084 -0.030 - 0.004 +0.046 +o.o16 - 0.04 I +0.016 +0.04 I

+ O . I 1 2

+0.052

+o.oao -0.048 +0.032 - 0.023 - 0 . 0 1 2

+0.048 +0 .052 40.048 +0.028 +0.030 +0.020

+0.058 +0.040 +0.051 +0.013 +0.024 -0.01~ -0.090

+0.076

+0.016

-0.003 , + 0.00 I

- 0.076

- 0.045

- 0 . 0 2 0

- 0.043

-0.010

-0.020

B-R, --do43 - 0.044 - 0.048

- 0.043 - 0.083 -0.030 - 0.006

+0.013 -0.034 +o.o I3 +0.037 + O . l O ' l

+0.046 +0.014 - 0.054 +0.026 -0.029 -0.018 +o.040 +0.044 +0.040 +0.020

+0.022

+O.OI I

+0.049 +0.029 +0.041 + 0.003 +o.o15 -0.026 - 0.098 -0.028 +0.073 - 0.040 +0.021

+0.005

+0.012

+0.018

+0.003

-0.102

+0.044

- 0.054 ~. . -

Starke Sttirungen im Nebenminimum (Asymmetrie der Lichtkurve in -der Umgebuag dieser Phase).

Werden die B-R1 nach der Methode der kleinsten Quadrate ausgeglichen, so erhtilt man die Elemente I1 und die Darstellung B - R2 :

helioz. Min. m.2. Gr. = 239859od540+12d90800r7 . B +odooooo3920.E2 Elemente 11.

In den B - R2 zeigen sich noch Abweichungen systematischen Charakters, welche darauf hindeuten, daU die Andemg der Periode nicht so gleichmuig vor sich geht, wie die Elemente I1 voraussetzen. Durch Mitnahme eines Gliedes dritter Ordnung wird keine wesentliche Verbesserung erzielt, wie die durch Ausgleichung gewonnenen Elemente 111 und ihre Darstellung B-RJ zeigen:

helioz. Min. m. 2. Gr. = 2398590d534t 12d9080286-E +odooooo3923 -E2-0d0000001)000~2 *E8 Elemente I11

B-R, - odoo6 - 0.009 -0.018 -0.074 -0.018 - 0.06 I -0.014 + a 0 0 5

+0.049 +0.014

+o.o I 0 +0.029 +0.094 +0.032 -- 0.00 I

-0.073 +0.003 - 0.056 - 0.04 5 + O . O I O

- 0.044

-1-0.008

-0.018

-0.018 -0.029 +0.009 +0.006 +0.030 + 0.00 I

+0.019 -0.020

- 0.09 I

+ 0.003

-0.012 +0.099 -0.013 +0.046 +o.or4 + 0 . 0 2 I

+0.021

- 0.06 2

- 0.008

und fur die Periode: Q = I 2d9o80286+odooooo7846 *E-0doooooooooo36 E2.

Werden die B-Rl graphisch dargestellt, so erkennt man, daU eine periodische Ungleichheir der Epochenzeiten vorhanden ist, die sich annfiemd durch die Formel -0do50 cos(o02~E-l-30°) damtellen Mat. Das Glied lU3t sich mit einiger Sicherheit nur in dem mit Normalepochen gut besetzten Zeitraume 1840-1880 nachweisen ( E = -400 bis E = +700). Eine genaueie Bestimmung der Elemente dieser Ungleichheit lit& sich mit dem vorhandenen Material nicht ausftihren infolge der geringen Amplitude der Schwankmg, die kaum das Doppelte des mittleren Fehlers der Normal- epochen betrw. Es ist deshalb nur eine Aus leichung der wegen des periodischen Gliedes -0do50 cosf0?2 .E+ 30')

3.

39 5 '63 40

verbesserten B - RL ausgefuhrt worden. Man erhiilt als neue Elemente IV :

helioz. Min. m.Z. Gr. = 2398590d538+ 12d9079948-E ~ 0 d 0 0 0 0 0 3 9 3 2 ~ E 2 - o d o ~ o ~ o s ( o O 2 ~ . E + 3 0 ~ ) Elem. IV

und fur die Periode p = I 2d9o79948+odooooo7864 -6

+odooo I 7 4 sin (002 a E+ 30') . Die Darstellung B-€4 der Normalepochen durch diese Ele- mente ergibt als mittleren Fehler einer Epoche fodo48 = f 68 Minuten.

Welchem der beiden Elementensysteme der Vorzug zu geben ist, k6nnen erst zukunftige Beobachtungen entscheiden. Eine Beschleunigung der Abnahme der Periodenllnge in dem Betrage, wie sie die Panwkocksche Formel angibt, ist aber jedenfalls nicht vorhanden, da das Glied dritter Ordnung des Elementensystems 111 sehr klein ist. Die von Pmnekoc.4 (s. 1. c. p. 23 11.24) gegebene Zusammenstellung der von ihm bei Ableitung seiner Formel benutzten Normalepochen laOt auch erkennen, daR die erhaltene Beschleunigung hauptachlich durch die Mitnahme der Epochen von Yendell, Rced und Mcnse entstanden ist. Diese Epochen weichen von den aus seinen eigenen und den Plassmannschen Beobachtungen erhaltenen Epochenzeiten stark ab, und das Material der sp#teren Be- obachtungen zeigt, daO der durch die letzteren angegebene Verlauf der Periodenanderung der richtige ist. In der vor- liegenden Untersuchung sind die Beobachtungen von Rccd, Ycndcll und Mcnse nicht verwendet worden, da die Einzel- beobachtungen bezw. die benutzten mittleren Lichtkurven nicht veroffentlicht sind und deshalb auch keine Maglichkeit be- steht, die Ursache der Abweichung der Normalepochen zu untersuchen.

Die Nebenminima eignen sich wegen ihrer Unsicherheit nicht zur Ableitung selbsundiger Elemente. Die periodische Ungleichheit der Epochen der Hauptminima l&Ut sich in den Werten M--m nicht nachweisen; man kann nur sagen, daQ ein periodisches Glied mit der gleichen Amplitude wie im Hauptminimum, aber urn I 80' verschobener Phase wahr- scheinlich nicht vorhanden ist. Hieraus folgt, daO eine Bewegung der Apsidenlinie der Bahn nicht als Ursache der Ungleichheit der Hauptminimumepochen angenommen werden kann.

Zu den groQeren Abweichungen mehrerer Epochen ist zu bemerken, dafl dieselben nicht immer auf Unsicherheit der betreffenden Epoche oder systematische Fehler zuruck- zufuhren sind. Es scheint sich hier vielmehr um Einfiusse

des unregelmafligen physischen Lichtwechsels, der sich zeit- weilig uber den gleichmafligen Rotations- und Bedeckuags- lichtwechsel lagert, zu handeln. Da nach den Ergebnissen der lichtelektrischen Beobachtungen von Guthick (s. 1. c.) diese Storungen des regelrnaoigen Lichtwechsels in kiirzeren Zeitraumen erfolgen und starke Veranderungen der Lichtkurve von einem Jahre zum andern bewrrken, werden die mittleren Lichtkurven, die aus ein- und mehrjiihrigen Beobachtungen abgeleitet sind, im allgemeinen eine Mischung von gestorten und ungestorten Lichtkurven enthalten. Das Auftreten von Unregelmafligkeitem und Asymmetrien im Verlauf der mittleren Lichtkurve und Abweichungen der aus dieser Lichtkurve ab- geleiteten Epoche kann daher nicht weiter uberraschen. Nach Guthnick hat man als Ursache des unregelmfiUigen Licht- wechsels Schwankungen der physischen Gesamthelligkeit des Systems anzunehmen. Treten die Absorptionsiinderungen, welche diese Schwankungen bedingen, nicht gleichmaflig in der gesamten Gashulle ein, so konnen infolge der ungleich- formigen Helligkeitsverteilung auf der scheinbaren Oberflache Asymmettie der Lichtkurve und reelle Abweichungen der Zeiten des Lichtminimums entgtehen. Die Abweichungen der Hauptminimumsepochen und die groOe Streuung der M- m- Werte wird man zum groOen Teil diesen Einflussen zu- schreiben mussen.

Sichere Anhaltspunkte uber das Auftreten und die Periode der Storungen haben sich bei der Bearbeitung der Beobachtungsreihen nicht ergeben. Im allgemeinen scheinen aber die Storungen im Haupt- und Nebenminimum in keinem engeren Zusammenhang zu stehen. Es folgt hieraus, daO nicht Schwankungen der physischen Helligkeit des Gesamtsystems, sondern nur der Helligkeit einer Komponente vorliegen. Deutet man die Helligkeitsschwankungen als Folgen von Absorptions- anderungen, so wird man die Atmosphlre einer Komponente als Tragetin des unregelmafligen Lichtwechsels ansehen mtissen. Dieses Ergebnis spricht mehr zugunsten des ersten der beiden von Curtiss auf Grund spektralanalytischer Untersuchungen aufgestellten Modelle von /? Lyrae, in dem die groflere Kom- ponente (Bs), welche im Nebenminimum bedeckt wird, von einer ausgedehnten Gashiille umgeben ist, wahrend beim zweiten Model1 eine Gashiille das gesamte System umgibt.

Ich habe zum SchluO noch meinen besonderen Dank meinem Vater auszusprechen, der die gesamte Reduktion der Schmidtschen Beobachtungen, sowie die Neureduktion der Reihen von Argekrndcr und Sch&fcZd ausgef~hrt hat, wodurch es mir ermoglicht worden ist, die obige Untersuchung der Periode des Lichtwechsels in kurzer . Zeit durchzuflihren.

Kiel, 192 I August. J. Helierich.

Observations de 1'Cclat de la Nova Cygni (1920). Par P. Dawidowitch. J'ai commence mes observations de la brillante Ctoile

temporaire, apparue en 1920 dans le Cygnus, le 24 aobt, et je les ai poursuivies jusqu'au mois de Janvier de I'annCe I 92 I .

Les observations se divisent en deux groupes: le premier contient les estimations faites a l'aide dun binocle de ZeiO (obj. 2 2 mm, grossis. 6X) A partir du 24 juillet jusqu'a la fin du mois de septembre, le second celles faites au refracteur de 2 5 cm d'ouverture (gross. 40) qui commencent le 10 octobre.

La niajeure partie des observations du premier groupe a ete faite d'aprb la methode de PiCRcring; les observations

du second groupe sont au contraire faites toutes d'aprtis la methode d'Argclan&.

La mCthode de Bckering est certes plus appropride aux observations des etoiles temporaires, que celle ddrge- lander, mais l'absence dCchelle visuelle prCcise, et I'incom- modit6 des estimations par la premibre methode a l'aide d'un instrument si volumineux et ayant un champ si restreint, dont je me suis servi (astrographe normal), m'ont oblige de preferer la methode d'drgelandw, d&s que la Nova, fut devenue in- visible par les moyens optiques faibles.