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angegeben. Für die aus je zwei Op})ositionen folgenden Auflösungen in y 

 findet man in ü'leicher Weise: 



Man sieht, daß die Washingtoner Beobachtungen in den letzten Jahren 

 nicht unbeträchtlich genauer sind als in den ersten Jahren, was wohl haupt- 

 sächlich durch die größere Sicherheit der Einstellungen bei dem höheren 

 Stande des Planeten zu erklären ist. Audi wird vielleicht die mit der 

 Zeit erlangte größere Übung beim Beobachter Hammond nicht unwesent- 

 lich dazu beigetragen haben Im allgemeinen dürfte hiernacli die Genauig- 

 keit der Messungen am Washingtoner Refraktor ungefähr die gleiche sein 

 wie bei den Pulkowaer Messungsreihen am dortigen 30 zölligen Refraktor. 

 Ein Einfluß der Zusammenziehung des Ringes auf die (Tcnauigkeit der Ein- 

 stellungen in p' läßt sich bei diesen Reihen nicht nachweisen (vgl. Vol. XI, 

 Seite 65). 



Die walirscheinlichen Fehler der Beobachtungsreihen am Yerkes-Oh- 

 servatorium, die auch durch systematische Felder stärker beeinflußt sein 

 dürften, sind dagegen erheblich größer als he\ den Washingtoner Reihen. 

 Daß hier namentlich die (rleichungen in // keine so gute Übereinstimmung 

 geben konnten, darauf ist bereits in der Einleitung hingewiesen. Tatsäch- 

 lich zeigt es sich auch, daß die Summen der Fehler(|uadrato der (rleichungen 

 in // meist größer sind, als die ents])rechenden Summen in ,i-, was mit der 

 geringeren Zahl der Einstellungen in }> zusammenhängt. 



Weiterhin sind in den nachstehenden Tabellen die Korrektionen der 

 Epochenlängen in bezug auf die zugrunde gelegten Längen nacli Vol. XI, 

 die daraus folgenden P]pochenlängen / und daneben die gefundenen Exzen- 

 trizitäten r inid Längen der Apsidenlinien tt aufgeführt. Die Längen / sind 

 gezählt vom Äquinoktium in der Ekliptik, dann im Saturnsäquator, schließ- 

 lich in der Trabantenbahn, die Längen tt vom Schnittpunkt des Saturns- 

 äquators mit dem Erdäquator. 



