578 



Zone 



log a 10 



log « 7 5 



!°g «8.0 



lo g «8.5 



!og «9.0 



2 



II 



0.314 



0.216 



0.254 



0.249 



0.324 



1.357 



III 



328 



252 



235 



278 



335 



428 



IV 



335 



247 



263 



295 



325 



465 



' V 



304 



266 



261 



319 



395 



545 



VI 



281 



263 



272 



299 



349 



414 



VII 



265 



237 



249 



296 



327 



374 



VIII 



302 



202 



259 



293 



324 



380 



IX 



282 



222 



261 



273 



319 



357 



Mittel 0.301 0.232 0.257 0.288 0.337 



Auch hier ist die Zunahme der Zahlen mit der Annäherung an die 

 Milchstrasse so regelmässig, dass ein Zufall gänzlich ausgeschlossen ist. 



Ehe indessen diese Erscheinung als unzweifelhaft reell angesehen werden 

 kann, muss zuerst eine naheliegende Vermuthung als nicht zutreffend nach- 

 gewiesen werden, dass die genannte Erscheinung nämlich eine Folge der 

 Ungleichförrnigkeiten in der Helligkeitsscala der Bonner Grössenschätzungen 

 sei. In der That hat die Vergleichung der Bonner Sterngrössen mit denen 

 der HB ergeben, dass die ersteren in sehr merkbarer Weise von der Lage 

 zur Milchstrasse abhängen. Die Resultate der Vergleichungen, die übrigens 

 hauptsächlich aus dem Grunde angestellt worden sind, um diesen Punkt sicher 

 zu stellen, geben nun aber sofort zu erkennen, dass die erwähnte Vermuthung 

 abzuweisen ist. Die Vergleichungen wurden in der Form 



DM — HB = h + ß-<J 



dargestellt, woraus folgt, dass nur dann das Wachsthum der Zahlen a mit 

 der Annäherung an die Milchstrasse, also mit wachsendem d durch die Ver- 

 änderlichkeit der in Bonn benutzten Helligkeitsscala erklärt werden kann, 

 wenn ß mit zunehmender Sterngrösse abnimmt. Sowohl in der DM als auch 

 in der SD war ß positiv; es wuchs ausserdem bei DM mit wachsender 

 Sterngrösse so deutlich, dass diese Thatsache als ganz sicher verbürgt ange- 

 sehen werden kann. Bei SD ist dieses Wachsthum bei den Sternen von der 

 Grösse 9.0 gegenüber den helleren ebenfalls ganz sicher, dagegen nicht zwischen 

 den Sterngrössen 7.0 und 8.0. Wenn aber auch hier eine kleine Abnahme 

 des d mit der Sterngrösse stattfinden sollte, so ist sie doch in jedem Falle 

 viel zu unbedeutend, um auch nur einen nennenswerthen Beitrag zu der 

 gefundenen Thatsache abgeben zu können. Reducirt man die log a für die 

 DM auf photometrische Grössen, so dass also log a„ die Differenz der Loga- 

 rithmen: log A m — log A m -% und m nicht mehr geschätzte sondern photo- 

 metrische Grössen sind, so wird man dasselbe Verfahren, wie oben, anwenden 



