178 E. Waage, 



Für 1906 wurden die Werte a und 6 noch auf die Hälfte interpoliert, so daß für die Interpolation auf 

 die Beobachtungszeit die Formel 



[ n 



f{a±n to) —f{a) ± n { /' (a)± —f {a) 



benutzt werden konnte. 



Da alle Beobachtungen einen Zeitraum von nur 70 Tagen umfassen, während dem sich der Komet 

 keinem Planeten stärker näherte, konnte von der Berechnung der Störungen abgesehen werden. 



Vergleiehssterne, 



Die Positionen der Vergleichssterne konnten alle ermittelt werden bis auf zwei (* Nr. 109, 110), von 

 denen ersterer 11. Größe ist und zur Beobachtung 190 (Kopenhagen) gehört, der zweite 9*5 Größe für die 

 Beobachtungen 192, 194 (Arcetri) benutzt worden war. Ferner war der Vgl. ^ Nr. 19 bei der Beob- 

 achtung 25 (Glasgow, Mi., vgl. A. J. 25, 136) ohne Nummer als A. G. Berl. angegeben und wurde von 

 mir nicht gefunden, weshalb ich die dortige Position adoptierte. 



In der folgenden Tabelle geschah die Bezeichnung der Sternkataloge größtenteils nach dem Auwers'- 

 schen Vorschlag (A. N. 174, 369); zu jedem Stern wurde in der Rubrik B. D. seine Nummer in der Bonner 

 Durchmusterung gegeben. Für die Reduktion von der Katalogepoche auf 1906-0 und 1907-0 wurden 

 durchweg die Präzessionsgrößen in den Katalogen der Astronomischen Gesellschaft benutzt, denen die 

 Struve'schen Konstanten zugrunde liegen. Ihnen wurden auch die meisten Eigenbewegungen entnommen. 

 Letztere sind schon an sämtliche angeführten Positionen aus den einzelnen Katalogen angebracht. 



Die mit G überschriebene Kolumne gibt die bei der Berechnung der definitiven Positionen zugrunde 

 gelegten Kataloggewichte. Ich hielt mich im großen und ganzen an die Auwers'schen Gewichte, 

 berücksichtigte aber die alten Kataloge (Lal, W^, W^) nicht, da alle Sterne derselben in moderne Katalogen 

 gut bestimmt erscheinen. 



Die Beobachtung der mit Anschl. bezeichneten Anschlußsterne geschah durchweg an derselben 

 Sternwarte wie die zugehörige Kometenbeobachtung, die des Sternes Nr. 104, der auch in Arcetri zu 

 Beobachtungen benutzt wurde, nur in Northampton. 



Die letzte Rubrik gibt die Reduktion des mittleren Sternorts auf den scheinbaren. Sie wurde 

 ■gefunden, indem sie nach den bekannten Formeln mittels der Konstanten des Berliner Jahrbuches von 

 4 zu 4 Tagen für das a. und 5 der Kometenephemeride errechnet wurde und ebenso ihre Differential- 

 quotienten P, Q, P', Q' nach a und 8, die dann mit — {a^—a^), beziehungsweise — (^^ — 8^) zu multipli- 

 zieren und hinzuzuaddieren waren, so daß also nach den Formeln 



Red. ad a.^ app. =: Red. ad a^y app. — P (a^ — a^) — (S^y — oj 

 Red. ad 8,^ app. =z Red. ad 8^ app. — P' (v-^ — a.^ — Q' ^ä'~~^*) 



gerechnet wurde. In ihnen sind a^ — a^ und 8^ — 8^ in Zeit-, beziehungsweise Bogenminuten einzusetzen 

 und die Reduktionen werden in Zeit-, beziehungsweise Bogensekunden erhalten, wenn 



P — 6-4637 [g cos (G + a) sin o + h cos {H + '^■)] sec 8 

 Q 3z 5^2876 \£ sin (G + a) + h sin {H + a) sin 8] sec'-^ 8 

 P'=7„6398 [^sin (G + o) + /; sin {H + a) sin 8] 

 0' = 6;,4637 [/ sin 8 — /z cos {H -f a) cos o] 



gesetzt wird. 



