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Grösse an oder 2 zu nennen) im Vergleich mit der ersten, dass 
man bei jener durch den Factor 2, der rechts in 7. vorkommt, den 
Fehler der Beobachtung nothwendig verdoppelt. “Dies findet bei Gl. 
(5.) nicht statt; aber dennoch verdient in der Mehrzalll der- Fälle 
die Methode, das Prismenverhältniss durch Vergleichung eines Sterns 
mit sich selbst zu bestimmen, entschieden den Vorzug vor der, es 
durch Umlegen des Instruments zwischen zwei Sternen zu finden. 
Die Vergleichung ist weit leichter, und also sicherer, wenn beide 
Prismen denselben Stern zeigen; man hat in diesem Fall ganz 
gleichfarbige Lichtflächen, kann einen Stern von ganz ruhigem 
Schein und bequemer Stellung nach Belieben wählen, und riskirt 
nicht einmal einen Fehler, wenn er seine scheinbare Helligkeit wäh- 
rend der Wiederholung der Beobachtung äudert, weil jede Verän- 
derung beide Bilder in gleichem Grade trifft. Wenn dagegen bei 
der andern Metliode einer der beiden Sterne in etwas merklichem 
Steigen oder Sinken begriffen ist, so werden die Buchstaben S und 
T in (1.) und in (2.) nicht genau dieselben Grössen bezeichnen (da 
die scheinbare Helligkeit sich mit der Höhe des Gestirns ändert), 
und obwoll man sich leicht üherzeugt, dass die Gl. (3.) noch giltig 
bleibt (vorausgesetzt, dass man in ihr unter S und T die mittleren 
scheinbaren Helligkeiten versteht), so wird doch die Uebertragung 
fehlerhaft, welche man nach Gl. (5.) und (6.) von solchen Beobach- 
tungen auf das Resultat der Vergleichung eines andern Sternpaares 
zu machen hätte. Nachdem namentlich dieser letzte Uebelstand 
(welcher den zuerst angeführten der andern Methode bei weitem 
überwiegt) auch aus der Berechnung der Beobachtungen selbst klar 
hervorgetreten war (vgl. Beob. von 1845 April 3), so habe ich 
daher später immer die Methode der Vergleichung eines Sterns mit 
sich selbst vorgezogen, wo es sich darum handelte, den einmal ge- 
fundenen Werth des Prismenverhältnisses uuf die Beobachtungen 
