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oder sehr nahe r= log-. ^, so dass also, wenn keine anderen Fehler- 



quellen beständen, das Helligkcitsverhältniss der zwei Sterne, nach ein- 

 maliger vollständiger Beobachtung, durchschnittlich bis auf ^^^ seines 

 ganzen Werthes bekannt sein würde. Man kann nun diese Grösse 

 vergleichen mit der ähnlichen, welche in Abhandl. I p. 69 gegeben ist, 

 und die 1851 aus den 14 ältesten Vergleichungen zwischen dem Po- 

 larstern und Sternen erster Grösse abgeleitet worden war. Dort war 

 (sogar für nur drei Einstellungen auf jeder Seite) die analoge Zahl ge- 

 funden worden = 0,0117; sie hat sich also seit dem Anfange der 

 Messungen keineswegs verkleinert, und die Verminderung des ganzen 

 wahrscheinlichen Fehlers einer Beobachtung kann nicht als eine Folge 

 ihrer Aenderung angesehen werden. 



Das Ergebniss dieser Untersuchung war mir zuerst etwas überra- 

 schend, weil ich bei den Beobachtungen selbst immer das Gefühl zu 

 haben glaubte, dass das Auge für die Beurtheilung der Helligkeiten 

 wesentlich geschärft worden sei. Dass sich diess wirklich so verhält, 

 dafür sehe ich einen Beweis in dem Umstände, dass ich neuerer Zeit 

 es ganz wohl ausführbar fand, Sterne unter der 3. Grösse (in ein paar 

 extremen Fällen bis zur Argelander'schen Grösse 5.6 herab) mit demsel- 

 ben Instrumente zu messen , für welches zur Zeit der Abfassung der 

 Abhandl. I (s. p. 17 und 18 derselben) die 3. Grösse als die äusserste 

 noch etwa erreichbare von mir angesehen wurde. Eben hierin scheint 

 indessen die Erklärung, wesshalb der Einstellungsfehler sich nicht 

 verkleinert hat, schon zu liegen; es sind nämlich neuerer Zeit durch- 

 schnittlich lichtschwächere Sterne, also schwierigere Objecte, beobachtet 

 worden, als Anfangs. 



Ich niuss übrigens bemerken, dass ich für wahrscheinlich halte, 

 dass derjenige Fehler, welcher auf Rechnung der Unsicherheit des Ur- 

 theiles über die gleiche Helligkeit kommt, durchschnittlich doch bei 



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