Über die Zenitrefraktion und die Polhöhe der Sternwarte München

Abstract Die örtlichen Refraktionsstörungen durch ein Gebäude auf einen ca. 20 m südlich (außerhalb desselben) gelegenen Beobachtungspunkt werden im Falle der Münchener Sternwarte untersucht. Aus einfachen und schematischen theoretischen Überlegungen folgt das Gesetz über die Störungen der Refraktion in der Nähe des Zenits; diese verläuft proportional sec 2 z . Ist das Gebäude wärmer als die umgebende Luft, so liegt das Refraktionszenit südlich des astronomischen und die Polhöhe wird aus Beobachtungen der Meridianzenitdistanzen und nach der Horrebow‐Talcottmethode zu groß erhalten. Umgekehrt, wenn das Gebäude kälter ist als die umgebende Luft. Hieraus folgt ein jahreszeitlicher und auch abendlicher Gang der beobachteten Polhöhe. Die Prüfung der Verhältnisse kann besonders vorteilhaft mit Hilfe der Horrebow‐Talcottmethode erfolgen, die frei von Biegung, Teilfehlern und der absoluten Refraktion ist, während die Störungen der Refraktion voll eingehen. Es werden deshalb die Horrebow‐Talcottbeobachtungen von Pummerer 1908/09 (ca. 1000 Paare), welche mit dem Passageninstrument der Erdmessungskommission ausgeführt wurden, neu reduziert. Alle damals beobachteten Sterne kommen im neuen Generalkatalog von B. Boss vor und werden über diesen auf das System des FK3 reduziert. Alsdann werden an die Beobachtungen die Verbesserungen wegen der Polhöhenschwankungen gemäß den Ergebnissen des Internationalen Breitendienstes angebracht; hierbei ist keine Rücksicht auf die Kettenmethode und das z ‐Glied genommen. Nach diesen Reduktionen zeigt sich in den neuen Polhöhenwerten ein ausgeprägter jahreszeitlicher Gang in dem geforderten Sinne. Nahe beim Temperaturmaximum des Jahres 1908 liegt auch das Maximum der Polhöhe; ebenso liegt das Minimum im Winter 1908/09 in der Nähe des Temperaturminimums. Die jahreszeitliche, schon geglättete Amplitude dieser Störung ist ± 0″.25, in Zenitnähe, entsprechend einer Verlagerung des Refraktionszenits von etwa ± 15′. Ein abendlicher Gang ist in den Beobachtungen ebenfalls deutlich nachweisbar; er verläuft aber nicht in dem geforderten Sinne. Wahrscheinlich spielen hier noch restliche Saalrefraktion und andere Fehlerquellen hinein. Es wird aber noch gezeigt, daß eine mögliche jährliche Refraktion den abendlichen Gang in der beobachteten Größe nicht hervorrufen kann. Zur weiteren Klärung der Verhältnisse werden sicher die Vertikalkreisbeobachtungen von Herrn W. Rabe beitragen. Außerdem sind aber neue Horrebow‐Talcottbeobachtungen des Verfassers in Ausführung begriffen, bei denen bis zu Zenitdistanzen von 75° nur Fundamentalsternpaare beobachtet werden.