﻿78 C. V. Littrow. 



= i: {g„ V,r-\-<Ji> f o) —dkY. (ff„ m,, -\- g^ m^) — de 2 {g„ sec o„ — g„ äcc Oq) 



— duJ. {g„ + g„) — dj) S g^ 

 = S {g„ V,„) — dl-Zg„m„ — dcl,{g^ sec o„,) 



— du'^g,,, — dp'^g'ji . 



Bei der Aiiflösuiig- wurde dcu niip dcu ZcitsternbeobacliftiDgen sich crgcbtiidcn Gleiciiiuigcii die 

 Einheit des Gewichtes ertiieilt. Es mag dies für den ersten Augenblick vielleicht willkürlich erscheineil, 

 indem ;uis den unter B niitgetheilten Untersuchungen eine Abhängigkeit in der Genauigkeit der Beobach- 

 tungen von der Declination der Sterne unzweifelhaft nachgewiesen ist und überdies bei einzelnen Sterndurch- 

 gängen bald ein oder der andere Faden ausfiel, bald mehr beobachtet wurde, aus beiden Gründen aber das 

 Gewicht der einzelnen Gleichungen verschieden wird. Bedenkt man jedoch, dass allen Insherigen Erfah- 

 rungen zufolge die reinen Beobachtungsfchler gegen die anderweitigen Fehlerquellen , bedingt durch 

 temporäre Änderungen der persönlichen Gleichung, Schwankungen der Instrumentalcorrectioben um die 

 angenommenen Werthe etc., sehr stark zurückti-eten und bei den vorliegenden Untersuchungen überdies 

 die Rectascensionen aller Sterne keineswegs dieselbe Genauigkeit beanspruchen können , so rechtfertigt 

 sich dieses Verfahren von selbst. Es erübrigt daher nur noch darüber zu sprechen, wie das Gewicht der 

 durch die Polar Sternbeobachtungen gewonnenen Bedinguugsgleichungen näherungsweise bestimmt ward. 



Nimmt man aus den, Abschnitt VI, B angeführten mittleren Fehlern der einzelnen Zeitsternantritte das 

 arithmetische Mittel, so kann dies als der mittlere Fehler m, der Beobachtung eines Zeitsternantrittes gelten. 

 Man findet so für Dablitz bei 



Beobacbtei- Rruhns in. = + 0'-2öO 

 , Weiss m. = + 0-191. 



Die Zeitsterne sind durchschnittlich an acht Fäden beobachtet, also ist der mittlere zu befürchtende Beob- 

 achtungsfehler -^i ist eben so vi,, der mittlere Fehler eines Polarsternantrittes und sind k Fäden beobachtet, 



so ist -^ dieselbe Grösse für die Polarsterne. Danach wäre das Gewicht einer Polarsterngleichung, unter der 

 Annahme der Gewichtseinheit für Zeitsterugleichungen : 



k »i^s 



Dieser Grösse wurde auch das Gewicht jeder Polarsterngleichung äquiparirt, also vorausgesetzt, dass 

 alle andern Fehlerquellen die Beobachtungsfehler der Zeit- und Polarsterne im gleichen Verhältnisse ver- 

 grössern. 



In den weitaus meisten Fällen ist q Ursse min. als Polarstern, und zwar im Durchschnitte auch an acht 

 Fäden beobachtet; setzt man also ^-=8 und für m, und /»^, die für Brulins und Weiss geltenden Wertlie, 

 so erhält man für rj Urs» min. bei 



1 



Beobachter Bruhns g = T7 

 ' 15 



1 

 Weiss 9 = -^^ 



Gewichte, welche im Folgenden stets in Anwendung kommen, ausser wenn statt rj Ursa' min. ein anderer 

 Polarstern beobachtet wurde, wo wir das nach obigen Grundsätzen berechnete Gewicht hinzugefügt haben. 



Nach diesen Auseinandersetzungen bedürfen die nun folgenden tabellarischen Zusammenstellungen wohl 

 keiner weiteren Erklärung. Nur sei noch erwähnt, dass in den Polarsterngleichungcn das Glied mit t/p unter- 

 drückt wurde, eine bei dem geringen Gewichte dieser Gleichungen an und für sich bedeutungslose Vernach- 

 lässigung, die man aus dem Grunde machte, weil man sich nicht für berechtigt hielt, bei Polarsternen dieselbe 

 Abhängigkeit der persönlichen Gleichung von den Kreislagen wie bei den Zeitsternen anzunehmen, da die 

 Bcobachtungsart dieser von der jener Sterne wesentlich abweicht. 



