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etwas zu leisten, haben wir unter der ganzen Zahl der von uns beob- 

 achteten Sterne eine kleinere, etwa dan dritten Theil oder genauer 

 72 Sterne umfassend, ausgewählt, die, ungefähr gleichmässig am Himmel 

 vertheilt, von uns zu Kreuzungspunkten eines grossen Netzes von Beob- 

 achtungen gemacht wurden. Indem wir zwischen ihnen möglichst viel- 

 fache Verbindungen durch directe Vergleichungen je zweier herstellten, 

 ergab sich eine grosse Menge von Controlen, da der Uebergang von 

 einem Sterne des Netzes zu einem andern indirect auf sehr vielen ver- 

 schiedenen Wegen hergestellt werden kann. Es ist klar, dass es viel 

 besser ist, einen neu zu bestimmenden Stern mehrmals mit verschiede- 

 nen schon vorher unter sich direct oder indirect verglichenen Sternen 

 zu vergleichen, als eine gleich grosse Anzahl von Beobachtungen auf 

 seine wiederholte Vergleichung mit ein und demselben anderen zu ver- 

 wenden, — denn die erstere Methode wird vor einer Menge von con- 

 stanlen Fehlern schützen^ welche bei der zweiten sich weder verrathen, 

 noch elimiuirt werden : auch wird nur die Untersuchung der Prüfungen, 

 welche auf jenem Wege erhalten werden, zu einem Schlüsse auf die 

 wahrscheinliche Grösse des Fehlers einer einmaligen Beobachtung be- 

 rechtigen. Wir haben dalier jeden neu dem Netze angefügten Stern mit 

 möglichst vielen verschiedenen vorher bestimmten verglichen, dabei auch, 

 zur Vermeidung constanter Fehler einer andern Art, zwischen weit von 

 einander abstehenden unmittelbare Verbindungen herzustellen gesucht : 

 wiederholte directe Vergleichungen desselben Paares wurden indessen 

 daneben namentlich zwischen Sternen erster Grösse (die nebst einigen 

 schwächeren unsere eigentlichen Fundamental-Sterne abgaben) ebenfalls 

 vorgenommen, und zwar ganz besonders im Interesse der Prüfung der 

 in meiner ersten Abhandlung aufgestellten Tafel für die Exlinctionen. 



Weil überhaupt dasErgebniss jeder photometrischen Messung am Himmel 

 von der Extinction des Lichtes abhängig ist, so liefert auch jede Vergleichung 

 zwischen Sternen ungleicher Höhe, deren Helligkeifsverhältniss nicht 

 durch sie allein bestimmt wird, einen Beitrag für die Bestimmung der Ex- 



