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Grösse und die Argumente z, 2° der Funktionen yz, yz’ gegeben 
sind, die Werthe der letztern selbst aber ebenfalls noch ermittelt 
werden müssen. In dieser logarithmischen Form haben daher die 
Gleichungen ganz älmnliche Gestalt, wie diejenigen, welchen man 
bei der Berichtigung einer Thermometerscala nach Bessel's Methode 
zu genügen hat, doch hat man in unserm Falle den Vortheil, dass 
die Function 93, welche für s = o nothwendig verschwindet, einen 
einfachen Gaug haben und mit z zugleich beständig wachsen muss. 
Um die Werthe, welche sie bei mittlerer Durchsichtigkeit der Luft 
hat, zugleich mit den noch unbekannten wahren Helligkeitsverhält- 
nissen der Sterne zu erlangen, muss ein Verfahren successiver Nähe- 
rung angewandt werden. 
Wählt man unter den für diesen Zweck angestellten 21 Verglei- 
chungen von Wega und Capella solche aus, wo die Zenitdistanzen 
beider nahe gleich sind, also in der obigen Vgl. 92° = gs’ nähe- 
rungsweise angenommen werden kann (z. B. N° 73, 74, 78), so 
erhält man einen vorläufigen Werth für den Log. des wahren Hel- 
ligkeitsverhältnisses beider Sterne, der sogleich noch etwas ver- 
bessert werden kann, wenn man aus je zwei solchen Beohachtungs- 
gleichungen, in welchen s und z’ nahezu ihre Werthe tauschen, die 
Mittel hinzunimmt. Auf solche Weise kann nun die linke Seite der 
Gl. IV. einstweilen als bekannt angesehen werden, so dass man 
aus derselben für eine Reihe von gegebenen s und 2’ die yz — y3’ 
erhält. Die beiden hier vermischten Functionalwerthe trennen sich 
am leichtesten durch eine graphische Methode: man denke sich die 
Wertbe der Zenitdistanzen als Abseissen, die der zugehörigen gz 
als Ordinaten einer Curve, welche nothwendig im Anfangspunkt die 
Abscissenaxe berühren ‚muss. Vernachlässigt man nun in irgend 
einer der Beobachtungsgleichungen, welche zwei beträchtlich ver- 
schiedene Zenitdistanzen enthält, und die jetzt, wie alle andern, die. 
