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Beobachtern gruppiert und so die Keilkonstante aueii für jeden 

 Beobachter getrennt abgeleitet. Die Abweichungen der so ge- 

 fundenen Werte von einander sind so geringfügig, daß man sie 

 kaum als sicher verbürgt ansehen darf und es somit gestattet 

 istj sämtliche Messungen ohne Rücksicht auf den Beobachter mit 

 demselben Wert der Konstante zu reduzieren. 



Schließlich versuchten wir zur Kontrolle die Konstante auch 

 durch Beobachtung mit einem älteren ZöLLNERSchen Photometer 

 zu bestimmen. Da aber die künstlichen Sterne dieses Instru- 

 ments nicht gut definiert waren und auch die Helligkeit der 

 Photometerlampe viel zu stark schwankte, haben wir den aus 

 diesen Messungen folgenden Mittelwert: 0,165 — der ohnehin 

 nur auf wenigen Einstellungen beruht — , bei der definitiven 

 Berechnung der Keilkonstante nicht verwendet. 



II. 



Die Beobachtungen der Nova sind stets so angeordnet worden, 

 daß der Veränderliche je viermal und gleich darauf einer der 

 Yergleichssterne ebenfalls viermal mit dem Keile eingestellt wurde; 

 nachher haben wir diesen Satz in umgekehrter Reihenfolge 

 wiederholt. — Die Vergleichssterne sind sorgfältig ausgewählt 

 worden 7 sowohl mit Rücksicht auf ihre relative Lage als auch 

 auf ihre Helligkeit. Möglichst große Nähe zum Veränderlichen 

 war in diesem Falle besonders deshalb geboten, weil wir leider 

 sehr oft genötigt waren, die Messungen bei geringer Höhe der 

 Nova und minder guten atmosphärischen Verhältnissen auszu- 

 führen. Mit Rücksicht auf ihre Helligkeit wählten wir die Ver- 

 gleichssterne stets so, daß die gemessene Größendifferenz nicht 

 zu groß werde, um den Einfluß der Unsicherheit der Keilkonstante 

 tunlichst zu elminieren. 



Die Vergleichssterne nebst ihren angenommenen Helligkeiten 

 waren die folgenden: 



a Persei 2fU l Persei 3,'^14 

 d „ 3,19 V „ 4,09 

 £ „ 3,16 



£ und l Persei sind der Potsdamer photometrischen Durch- 

 musterung entnommen, die Helligkeiten von v und ö Persei aus 



