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der Messungen die innerhalb der Classen bestehenden Unterschiede noch 

 etwas übertrieben werden (übrigens ist zu bemerken, dass unter den so 

 eben herausgehobenen Sternen mehrere sich befinden, die dem Netz 

 angehören und also relativ gut bestimmt sind) ; so viel scheint mir in- 

 dessen unzweifelhaft, dass ungeachtet der Einführung der Zwischen- 

 classen wie 2.3 u. s. vv. von einer bestimmten Helligkeit, die einer 

 Classe zugehöre, kaum die Rede sein kann. Uebrigens hat man es ohne 

 Zweifel als eine Folge der durch Argelander vorgenommenen besseren 

 Sichtung anzusehen, dass wenigstens solche Classen, die um die Grössen- 

 Einheit aus einander liegen, (so weit unsere Messungen reichen) nur 

 sehr wenig in einander übergreifen. 



Die folgende kleine Zusammenstellung gibt für die einzelnen Grös- 

 senclassen die arithmetischen Mittel der in dieselben fallenden Hellig- 

 keitslogarithmen, und daneben für diejenigen, welche systematisch beob- 

 achtet sind, den Umfang der Classe, wie er aus den Messungen sich 

 ergeben würde, d. h. die Differenz zwischen dem grössten und kleinsten 

 zu ihr gehörigen Logarithmus ' : 



Mittiere Helligkeit. Umfang. 



Classe 1 . . . . 9,9318 .... 1,151 



1.2 ... . 9,5318 .... 0,229 



2.1 ... . 9,4637 .... 0,083 



2 . . . . 9,1609 .... 0,488 



sie eingereiht sind, sich an Helligkeit auszeichnen. So z. B. y, l, x, i Orionis, 

 y Geminorum, 12 Canum venaticorum, e Persei, rj und ^ Cassiopejae etc. (Ver- 

 gleichungen von y Geminorum mit anderen Sternen, durchweiche dieser Stern neuer- 

 lich dem Netze einverleibt worden ist, haben den für ihn gefundenen Werth bestä- 

 tigt. Anmerkung von 1862.) 



1) Von der einzelnen Bestimmung eines Sterns, der bei Argelander in die 

 6. Classe gesetzt ist (34 ßoolis), mache ich hier keinen weiteren Gebrauch, da sie 

 nach dem Journal sehr unsicher ist, und durch Nichts controlirt wird. 



