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Die Grössen y3 sind unmittelbar Logarithmen der Factoren, 
mit welchen man die Helligkeit eines in der Zenitdistanz s ge- 
sehenen Sterns multipliciren muss, um die Helligkeit zu erhalten, 
mit welcher er im Scheitelpunkt erscheinen würde. Es verhält sich 
also z. B. die Helligkeit eines Sterns von 3 — 45° zu der Zeni- 
talhelligkeit wie 15 : 16; bei 60° hat man noch # der grössten 
Helligkeit; bei 75° ungefähr 3; bei 769,6 . . 4; bei 86° nur mehr 
a Dass übrigens die letzten Werthe der Tafel die unsichersten 
sind, versteht sich von selbst. Wenn nur die möglichst genaue Be- 
stimmung der verhältnissmässigen Helligkeiten der Sterne beabsich- 
tigt worden wäre, hätte bei Zenitdistanzen, welche 80° erreichen 
und sogar überschreiten, nie beobachtet werden dürfen. 
Nachdem der mittlere Lichtverlust in jeder Zenitdistanz jetzt 
ziemlich genau bekannt geworden ist, müssen nun die für die Stern- 
helligkeiten ‘zuvor gefundenen Zahlen ebenfalls verbessert werden. 
Das folgende Schema enthält die dazu nöthigen Resultate der 
einzelnen Vergleichungen, definitiv reducirt auf gleiche Zenitdistan- 
zen und immer in solcher Form, dass die angesetzten Zahlen den 
Logarithmus bedeuten des Verhältnisses der Helligkeit des zuerst 
genannten Sternes zu der des zweiten; wobei mit: diejenigen Beob- 
achtuugen bezeichnet sind, welchen ich bei der Berechnung nur halhes 
Gewicht gab, entweder weil sehr grosse Zenitdistanzen darin vor- 
kommen, oder weil sie schon im Journal als verdächtig (z. B. we- 
geu Wolken) bezeichnet sind. Um nicht dem Tadel einer Aus- 
wahl des Materials zu unterliegen, habe ich nur diese zweierlei 
Gewichte, 4 und 1, angenommen, und nichts ausgeschlossen. 
