(XXXV)| DIE LICHTCURVE DES NEUEN STERNS VON 1892 (T AURIGAE). 515 
zuführen sind, zusammengenommen. Die meisten Beobachter dieser Gruppe 
haben bloss die Mittelwerthe ihrer Vergleichungen publicirt. Andere 
(Ristenpart, Holetschek, Hartmann) geben zwar die Originalbeobach- 
tungen vollständig, haben aber meist schwache Vergleichsterne der Bonner 
Durchmusterung benutzt, deren strenge Reduction auf ein photometrisches 
System vor der Hand unmöglich ist. Bei wieder Anderen fehlt die Angabe 
der Vergleichsterne gänzlich, oder sie sind zum Theil ohne die dafür an- 
genommenen Grössenangaben benannt. Eine vierte Categorie von Beob- 
achtungen endlich, — die der Zeitschrift «L’Astronomie» entnommenen —, 
stellt der Bearbeitung bloss die kahlen Gróssen der Nova, ohne jegliche 
weitere Auskunft zu Gebot. Alle diese Schätzungen konnten deshalb bloss 
in der Form, wie sie publicirt sind, der Ableitung einer Lichtcurve zu 
Grunde gelegt werden. ; 
In Erwägung der Sachlage könnte a priori angenommen werden, dass 
für den Februar und Anfang März, wo zum Theil dieselben helleren Ver- 
gleichsterne benutzt sind, die auch für die Beobachtungen der ersten Gruppe 
dienten, diese Stufenschätzungen sich nahezu der photometrischen Licht- 
curve anschliessen würden, dass aber dagegen für die späteren Schätzungen, 
unter Anwendung schwacher, von den einzelnen Beobachtern sehr ver- 
schieden gewählter Vergleichsterne, sehr divergirende Grössen der Nova 
resultiren dürften. Diese Voraussetzung wird durch die Beobachtungen im 
Allgemeinen mehr oder weniger bestätigt; es zeigt sich jedoch, dass die- 
selben keine mit der Zeit fortschreitende oder abnehmende Abweichung von 
der photometrischen Lichtcurve haben, sondern bald nach der einen, bald 
nach der anderen Seite von derselben abweichen, aber mehrmals mit der- 
selben zusammenfallen, wie z. B. namentlich zu den Grenzzeiten der Sicht- 
barkeit. Dieser Umstand dürfte andeuten, dass ein diesen Schätzungen 
möglichenfalls anpassbares einheitliches System von Vergleichsternen keine 
fortschreitende Abweichung vom photometrischen Vergleichsterncomplex 
zeigen würde, und dass also die Divergenzen in den Grössenannahmen für 
die Vergleichsterne bei den verschiedenen Beobachtern sich gegenseitig 
immer wieder aufheben und demzufolge in eine Categorie mit den Schätzungs- 
fehlern zusammenfallen. Diese Erwägung dürfte dann aber auch annehmen 
lassen, dass alle diese verschiedenen Fehler, sowohl die der Schätzungen, wie 
die der Grössenannahmen für die Vergleichsterne, bei einer genügend grossen 
Anzahl von Schätzungen sich im Allgemeinen aufheben dürften. Im Falle 
der Bestätigung solcher Annahme, und, meines Erachtens nach, bloss in 
diesem Falle — dürften dann auch diese Schätzungen bei der Ableitung der 
definitiven Lichteurve der Nova mitsprechen. Die nachfolgende Zusammen- 
-stellung der Schätzungen, nebst Ableitung der Mittel aus denselben, bestätigt 
Melanges mathem. et astron. T. VII, p. 337. 
