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des Sciences de Saint -P«><ersbourg. 



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findeii; welclie aiicli bei Roséii vorkonimen. — Die 

 Vergleichung unserer beiderscitigen Beobachtuugen 

 dieser Sterne zeigt , dass die Differeiizen zwischeu 

 Rosén und mir nicht grosser als diejenigen siiid, 

 welche sich sowohi zwischen nieinen eigenen Beobach- 

 tungen , wie auch zwischen denjeuigen Rosén's unter 

 sich zeigen. — Ferncr will ich noch aufuhren, dass 

 nieine sogenanntc Inteusitatscurve, d. h. die Curve, 

 welche die Àndorung der Intensitiit eiues Sterns mit 

 der Farbe desselben darstcllt, qualitativ, wenn ich 

 inich so ausdrucken darf, mit der Zôllner'schen und 

 mit der Rosén'schen volllîommen iibereinstimrat, quan- 

 titativ aber geringere Unterschiede zeigt, dass also 

 die verschiedenen Farben fiir mein Auge den gleich- 

 artigen Effect, nur in geringerem Maasse haben, als 

 bei Zôllner und Rosén. 



Ich erhalte ans 175 Beobachtungen fiir den gesuch- 

 ten Helligkeitscoefficienten den Werth 



0,400 

 mit dem w. F. ±0,011, 



welcher Werth nach Weglassung einiger weniger ge- 

 nauen Beobachtungen sich umgestaltet zu 



0,394 

 mit dem w. F. ±0,008. 



Dass der wahrscheinliche Fehler meiner Bestim- 

 raung nicht grosser als der der Rosén'schen ist, wie 

 man es eigentlich bei der Hinzuziehung der viel schwe- 

 rer zu messenden hellen Sterne erwarten kônnte, làsst 

 sich dadurch erklaren , dass eine jede meiner Beob- 

 achtungen ans acht einzelnen Einstellungen besteht, 

 wahrend Dr. Rosén gewôhnlich nur vier Einstellun- 

 gen machte. 



Gegen die oben angefiihrte Behandlungsweise der 

 Beobachtungen, nitmlich die Beziehung jedes einzel- 

 nen Sterns einer Gruppe auf den hellsten Stern der- 

 selben, lâsst sich , mit Recht ein Einwand machen. 

 Die Ungenauigkeit der Beobachtung nimmt nâmlich 

 fur die hellen Sterne mit der Helligkeit rasch zu, und 

 es erscheint daher misslich, gerade den hellsten Stern, 

 also den am wahrscheinlichsten mit einem grôsseren 

 Fehler behafteten, zur Grundlage aller zu erhaltenden 

 Werthe zu machen. — Dieser Umstand iiele nun wohl 

 bei einer Zugrundelegung schwacher Sterne weg, da- 

 ftir tritt aber fur dieselben ein anderer Ûbelstand auf, 



Tome XVIII. 



der sich viel raehr geltend macht. — Da nâmlich die 

 hellen Sterne in einer Gruppe nothwendig die Min- 

 derzahl bilden, so wiirde die Mehrzahl der Sterne 

 dem zur Grundlage gewahltcn an Helligkeit nahe be- 

 nachbart sein und die Logarithmen des Helligkeits- 

 verhâltnisses raiissten mit sehr kleinen Nenuern (den 

 Differenzen der die Grôssenclassen bezeichnenden Zif- 

 fern) dividirt werden, wodurch die Beobachtungsfeh- 

 ler sich viel grosser darstellen wiirden. — Ich habe 

 aile meine Beobachtungen auch mit Zugrundelegung 

 des schwâchsten Sterns jeder Gruppe berechnet und 

 so fiir den Helligkeitscoefficienten erhalten: 



0,411 

 mit dem w. F. ±0,011, 



wobei jedoch viele Einzelwerthe (meistens fur solche 

 Grôsseuunterschiede , die kleiner als 1 waren) als 

 schreiend disharmonirende weggelassen werden muss- 

 ten. 



Ich glaube also bei dem Werthe 



0,394 

 ±0,008 



stelien bleiben zu miissen. — Die genaue Ûbereinstim- 

 mung dièses Werthes sowohi, wie auch seines wahr- 

 scheinlichen Fehlers mit den von Rosén erhaltenen 

 Zahlen, herechtigt, scheint es mir, zu der Erwartung, 

 dass die weitere Arbeit in dieser Richtung keine er- 

 hebliche Ànderung mehr ergeben wird und dass also 

 das mittlere Helligkeitsverhaltniss benachbarter Stern- 

 grôssen (fiir die Sterne der Bonner Durchmusterung) 

 als recht genau bekannt betrachtet werden darf. — 

 Was aber die Verschiedenheit dièses Helligkeitsver- 

 hiiltnisses nach den einzelnen aufeinanderfolgenden 

 Grôssenclassen betrifift, so zeigt die nahere Unter- 

 suchung des Beobachtungsmaterials, dass dasselbe fiir 

 diesen Zwcck noch lange nicht hinreicht. 



Eines jedoch scheint sich schon jetzt herauszustel- 

 len : da'ss niiralich das Helligkeitsverhaltniss zweier 

 benachbarter Sterngrossen fiir die mit blossem Auge 

 sichtbaren Sterne kleiner ist, als fur die telescopi- 

 schen. — Bei gesonderter Behandlung dieser beiden 

 Kategorien ergab sich fur die Sterne S^^O bis 6'"5 

 Grosse (^r Helligkeitscoefficient 



0,354 

 mit dem w. F. ±0,012, 



