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umkehrt, damit etwaige Ungenauigkeiten in den in Rechnung tretenden Fadendistanzen 

 aus dem Endresultate der Vergleichung verschwinden. — Nachdem nun kaum für zwei 

 Beobachter die sogenannte natürliche Sehweite genau gleich sein dürfte, so ergibt sich 

 beim Wechsel der Beobachter die Notwendigkeit, dass der nachfolgende Beobachter das 

 Ocular in die seinem Auge entsprechende Stellung zu bringen hat. ehe er die ihn treffen- 

 den Fadenantritte chronographisch markirt; da für diese Manipulation jedoch nur sehr 

 wenig Zeit gegeben ist, so besteht immer die Möglichkeit, dass die Neueinstellung des 

 Oculars übereilt und desshalb nicht ganz richtig ausgeführt werde. Eine unrichtige 

 Ocularstellung hat aber erfahrungsgemäss eine abnorme Auffassung der Fadenantritte zur 

 Folge und alterirt in solcher Weise den aus der treffenden Beobachtung hervorgehenden 

 Werth der Personalgleichung. Die Möglichkeit des Auftretens derartiger Fehler und wohl 

 auch der Wunsch, auch ein Mal ein anderes, von dem eben erwähnten Einwurfe freies 

 Verfahren zur Anwendung zu bringen, veranlasste Herrn Professor Winnecke für den 

 vorliegenden Fall die Durchführung einer ursprünglich von Schumacher herrührenden 

 Methode in Vorschlag zu bringen. Nimmt man an, es sei an einem und demselben Abende 

 ein Stern a von Orff und ein in Reetascension nur wenig verschiedener Stern b von ganz 

 gleicher Declination von Schur vollständig d. h. an sämmtlichen 15 Fäden des Faden- 

 systems beobachtet worden; die Differenz der Durchgangszeiten t b — t a wird dann unter 

 Berücksichtigung des Uhrganges gleich der Reetascensionsdifferenz weniger der Personal- 

 gleichung sein und man hat: t b — t a = (a b — a a ) — s. Werden nun am folgenden 

 Abende dieselben Sterne wieder beobachtet, jedoch dieses Mal Stern a von Schur und 

 Stern b von Orff. so hat man : t b ' — t a ' = (or b ' — a a ') -j- s, es ergibt sich hieraus 

 2 s = (t b ' — t^') — (t b — t a ) — [(a b ' — a a ) — (a b — a a )] und man hat aus der Com- 

 bination dieser vier Sterndurchgänge eine Bestimmung der Personalgleichung erlangt. Die 

 Ausdehnung dieses Verfahrens auf eine angemessene, den vorerwähnten Bedingungen ent- 

 sprechende Anzahl von Sternpaaren führt zu einer Bestimmung der Personaldifferenz, 

 welche, — von den Instrumentfehlern ganz unbeeinflusst, — blos von den beobachteten 

 Differenzen der Sterndurchgänge und der genäherten Kenntniss des Uhrganges abhängt. 

 Die zur Einstellung des Oculars den Beobachtern zur Verfügung stehende Zeit ist durch 

 die entsprechenden Rectascensionsunterschiede der beiden Sterne jedes Paares reichlich 

 gegeben und Uebereilungen. sowie deren nachtheilige Folgen erscheinen ausgeschlossen. — 

 Bei der praktischen Ausführung dieser Methode wird es nicht möglich sein eine genügende 

 Anzahl in kurzen Zeitintervallen aufeinander folgender Sterne von paarweise ganz gleicher 

 Declination auszuwählen; man wird sich vielmehr genöthigt sehen, Sterne von Declinations- 

 differenzen bis zu 10° zu einem Paare zusammenzustellen und die Instrument-Correctionen 

 für jeden einzelnen Durchgang in Rechnung zu ziehen. Es wird indessen stets möglich 

 sein, die Instrumentalfehler durch Beobachtung eines Polsterns und einiger gut bestimmten 

 Zeitsterne so genau zu ermitteln, dass die Differenz der corrigirten Durchgangszeiten der 

 Sterne eines Paares von der Unsicherheit der Instrument-Correctionen so gut wie gar 

 nicht afficirt vrird, wonach dann auch die Personaldifferenz von den Instrument-Correc- 

 tionen unabhängig gefunden wird. — Der obige Ausdruck von 2 s zeigt, dass auch die 

 Fehler, welche den aus den Catalogen entnommenen mittleren Positionen der Sterne an- 

 haften, aus den für die Persqnalgleichung erhaltenen Resultaten hinwegfallen; die in a a , 

 a a ', u b und a b ' auftretenden Reductionen auf den scheinbaren Ort, werden bei Sternen, 

 deren Positionen nur um etliche Grade verschieden sind, meistens, — d. h. wenn die 

 Beobachtungsabende nicht durch Zeitintervalle von mehreren Tagen von einander getrennt 

 sind, vernachlässigt werden können. In den vorliegenden Beobachtungsreihen wurden 

 diese Reductionen jedoch für jeden einzelnen Stern in Rechnung gezogen. Die nach- 

 folgende Zusammenstellung enthält sämmtliche nach Herrn Professor Winnecke's Vorschlag 



