Bestimmung der Breite und des Azimuthes zu Dablitz. 



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stens an drei Abenden beobachtet wurden , aus der Übereinstimmung der Resultate den mittleren Fehler 

 der Gewichtseinheit, also hier den mittleren Fehler Einer Einstellung des betreffenden Sternes, so ergibt 

 sich dafür : 



Mittl. Fehler einer Einstellung von a Ursae luin. c^±2'69 aus 9 Beobachtungstagen 



n B r n >■ Ursae min. e = ±4-67 „3 „ 



r n ^ r, 7 Cephei £ = ±4-10 „4 „ 



„ „ „ , • . a Andromedae e^+3-OI . .? 



Dass die Beobachtungen von a. Ursae min. genauer als die der übrigen Sterne sein würden , war voraus- 

 zusehen, unerwartet gross ist indess die Unsicherheit der Pointirungen von A Ursae min.; ausser seiner Licht- 

 schwäche spielen wahrscheinlich hier sowie bei den beiden folgenden Sternen wegen der geringen Anzahl 

 der Beobachtuugsabende Zufälligkeiten noch eine grosse Rolle. Nimmt man aus diesem Grunde an , dass 

 ausser a. Ursae min. alle anderen Sterne gleich gut beobachtet wurden, so erhält man als mittleren Fehler für 

 diese £ = ±4'lß oder als Gewicht einer solchen Beobachtung G^O-42, wenn man das einer Beobachtung 

 des Polarsternes als Einheit annimmt. Vereinigt man ferner alle Beobachtungen eines Sternes nach Massgabe 

 ihrer Gewichte zu einem Mittel un(' reducirt man das Gewicht dieses auf Gewichtseinheiten hei Polarstern- 

 jiointirungen, so erhält man: 



Stern 



Mittl. 

 Zeuitlid. 



Polhöhe 



a. Ursae min. . 



X . „ . 



7 Cephei . . . 

 a Andromedae. 



a Pegasi . . . 



? . . . . 



?2 Ceti . . . . 



£ Piseiuni . . . 



40-5 

 3S-8 

 26-7 

 21-8 

 35-6 

 40-0 

 42-3 

 43-0 



N 

 X 

 X 



S 



s 

 s 

 s 

 s 



50° 



13-40 



i:!-CiO 

 : 3 04 

 13 07 

 1 3 ■ 40 

 14-75 

 10-30 

 11-30 



lti6-9 



Dieser Tafel zufolge scheint eine grössere Biegung bei dem gebrauchten Instrumente nicht vorhanden, 

 wohl aber die Declination der Sterne ^^ Ceti und s Piscium zu klein angenommen zu sein : um einen besseren 

 IJberblick zu gewinnen, wurden zuerst die Beobachtungen von a und 1 Ursae miuoris und die der vier zuletzt 

 aufgeführten südlich vom Zenith culminirenden Sterne nach Massgabe ihrer Gewichte zusammengezogen, wo- 

 durch sich ergibt: 



Nach dieser Zusammenstellung wird eine kleine Biegung wahrscheinlich, da alle südlich culminirenden 

 Sterne einen kleineren Werth für die Polhöhe ergeben. Nehmen wir daher, um von dieser Biegung frei zu sein, 

 das einfache Mittel des äusseren und inneren Paares obiger Werthe, so haben wir : 



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