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Die Oerter der übrigen Vergleichsterne wurden, soweit 
sie nicht Bonner Durchmusterungssterne sind, teils und zwar 
e und g der photographischen Platte mit der hier ausreichen- 
den Genauigkeit entnommen, teils und zwar c und h am 
Heliometer ermittelt. 
Ihre Größen sind einstweilen aus den Stufenschätzungen 
abgeleitet. Die weit über die Maximalhelligkeit von RW Dra- 
conis hinausragenden Sterne b und y sind zur Vergleichung 
für den Stern c hinzugenommen, der in der Bonner Durch- 
musterung nicht enthalten ist und im Verlaufe der Beobach- 
tungen zu einer Helligkeit angewachsen ist, die sein Fehlen 
auffällig macht. Es scheint ein Veränderlicher von langer 
Periode zu sein. Die Vergleichsterne sind: 
B. D. 1855 
5 29:02757010932 71027 53242:025702 39.41 
EC. var. 16.592259 572.,33:8 
20 9.55572.1088; 110%. 31.,.48.3%.57. 54.1 
d210:05.57631691 7105532577572, ,50.0 
y 100 1073232432758 8.3 
er,710.75 16554 226275855 1720 
hr-=l0 16733,.10:22758 3.0 
BER 3: 165532221522:58 8.0 
\ 
Reduktion auf die Sonne. 
Da der Stern nahe beim Pol der Ekliptik sich befindet, so 
werden die Beobachtungszeiten durch die während des Jahres 
wegen des Umlaufs um die Sonne wechselnde Entfernung 
der Erde vom Stern nur wenig beeinflußt. Wäre der Stern in 
der Ebene der Ekliptik gelegen, so würde sich die Erde bei 
diesem Umlauf um die Sonne in der Konjunktion des Sterns 
mit der Sonne um den Erdbahnhalbmesser weiter, in der 
Opposition mit der Sonne um den Erdbahnhalbmesser näher 
