Die Reduction der Declinationen. 95 
Poldist. Mitt. ZD. beob.Red. Form. B.-EF. 
344°9 bis 15°1 oo —38%5 +0'59 G.16 +0!54 -+0!05 
20.2 » 31.9 25.7 —22.8 +0,34 "» I8 +0.41 —0.07 
34.5 ” 45.4 40.2 + 1.7 -+0.08 » 28 +0.16 —0.08 
51.4 » 65.6 60.1 +21.6 +0.08 » 27 —0.03 +0.I1l 
67:4 *» 73:5 70.4 +31.9 +0.01 » I9 —0.13 -+0.14 
74.8 » 83.8 79.0 +40.5 —0.19 » 42 —0.20 +0.01 
85.6 » 98.7 92.8 +54.3 0.36 » IO —0.29 —0.07 
103.1 » 120.6 106.9 +68.4 —0.44 » 19 —0.36 —0.08 
Der Ausdruck: Reduct. = +0'18 —0o"58 sin 2 entspricht den beobachteten 
Werthen sehr angenähert. 
Wird diese Reduetionsformel angewandt, und mit dem Resultat einer 
graphischen Ausgleichung der zwischen den drei Ständen für 1814— 1819 
gefundenen Unterschiede verbunden, so ergibt sich für die schliefsliche 
vollständige Reduction der bereits auf M, redueirten Beobachtungen an 
Mikr. AB 1ı814— 1819 auf das System m;(1812— 14) folgende Tafel: 
Stand Stand Stand 
RD. 0° 10° 20° En o° 10° 20° En o° 10° 20° 
355° —olı5 +1!22 +0.66 40° +0!04 +0!09 -+0!34 85° +0!06 —o!42 —0o!35 
© —0.23 +1.25 -+0.59 45 +0.04 +0.15 -+0.16 90 -+0.16 —0.77 —0.20 
5 —0.22 +1.16 +0.57 50 +0.07 +0.13 —0.0I 95 —0.17 —0.88 +0.14 
I0O —0.13 -+0.99 +0.53 55 +0.12 +0.07 —0.16 100 —0.48 —0.72 -0.22 
15 -+0.03 +0.72 -+0.49 60 -+0.24 —0.09 —0.23 105 —0.72 —0.28 —0.03 
20 +0.33 +0.26 -+0.52 65 +0.38 —0.38 —0.25 T10O —0.60 -—0.2I —0.29 
25 +0,55 —0.18 +0.56 70 -+0.34 —0.47 —0.25 115 —0.34 —0.34 —0.46 
30 +0.44 —0.19 -+0.57 75 +0.21 —0.29 —0.37 120 —0.I12 —0.49 —0.55 
35 40.19 —0.02 -+0.48 80 +0.04 —0.28 —0.36 125 +0.05 —0.63 —0.63 
Dieser Tafel sind die oben eingestellten Reductionen entnommen; für 
die aufserhalb des Bereichs derselben fallenden unteren Culminationen von 
Capella, a, yundn Ursae maj. sind nur die zugehörigen Werthe des Aus- 
drucks +0'18 —0!58 sin 2 zugelegt. 
Endwerthe für die Poldistanzen der Fundamentalsterne 
nach der ganzen Beobachtungsreihe 1812 —1819. 
Die Resultate der beiden Beobachtungsabschnitte 1812 — 1814 und 
1ı814— 1819 können für die Fundamentalsterne im allgemeinen als gleich- 
werthig angesehen werden, es sind also, um das wahrscheinlichste Gesammt- 
resultat der ganzen hier behandelten Beobachtungsreihe festzustellen, daraus 
einfache Mittel zu nehmen. Abweichend ist nur bei den in gröfseren Zenith- 
distanzen eulminirenden Sternen und in einigen anderen Ausnahmefällen zu 
verfahren, um entschieden schwächer begründeten Resultaten nicht einen 
ungebührlichen Einflufs einzuräumen. Die für solche minderwerthigen Be- 
