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sich in mittleren Höhen befinden. Ausserdem sind sie nahe gleich 
bell und die Farben (weissblau bei Wega und gelblich bei Capella) 
sind nicht so hervortretend, dass sie die Vergleichung bedeutend 
erschwerten. Da durch diese zahlreichen Messungen zugleich das 
Helligkeitsverhältniss beider Sterne selbst weit genauer bekannt ge- 
worden ist, als für irgend ein anderes Paar, so betrachtete ich dann 
diese beiden als eine Art Normalsterne für meine Beobachtungen, 
und habe jeden andern zu bestimmenden Stern wenigstens mit Einem 
von ihnen direct verglichen, den einzigen Antares ausgenommen, 
dessen Stellung es mir nicht erlaubte. Ausserdem wurden die Beob- 
achtungen sonst möglichst gekreuzt, um zahlreiche Controlen zu er- 
halten, und es ist kein Fixstern ‘(Algol abgerechnet) nicht wenig- 
stens mit zwei andern verglichen worden. 
Wenn man annimmt, dass in derselben Zenitdistanz von dem 
Licht aller Sterne ein gleicher aliquoter Theil (Function der Zenit- 
distanz allein) bei dem Durchgang durch die Atmosphäre verloren 
geht, und dass die positive Grösse 
yz 
den (Briggischen) Logarithmus bedeutet des constanten Verhältnisses 
zwischen der Helligkeit eines Sterns, im Scheitelpunkt gedacht, und 
der desselben Sterns in der Zenitdistanz s, so wird jede Verglei- 
chung zweier Sterne eine Gleichung liefern 
IV. log. Walıres Helligkeitsverhältniss — log. Beobacht. Helligk. Verh. 
ht Wasms, 
wo 3 die Zenitdistanz desjenigen Sterns bedeutet, dessen Hellig- 
keit man sich im Zäbler des Verhältnisses gesetzt denkt, und 3’ die 
des andern, ' Hat man dieselben (nicht variabeln) Sterne mebrmals 
verglichen, so hat die Grösse links für alle diese Beobachtungen 
denselben (unbekannten) Werth, während rechts bei allen die erste 
.” 
