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Sitzuuji der pfn/sikalittch-niathematisrhen Klasse 



Die Kcsultute einiger Rechnungen über »li<- arnlt'i ii Verglei- 

 «limigsrcihoii sind .süninitlich in so fern eheM^50 au>gefnlien, als 

 keine derselben zur Zeit Verbesserungen der Elemente V mit eini- 

 ger Sicherheit ermitteln lässt. Die ohne eine strenge Ausgleichung 

 der beobachteten Wertlie nacli der Methode der kleinjitt-n Quadrate 

 gefundenen Ausdruck»' 



Ar: r~a = — 4-2:437 — ():(»435 (t— 1860) 

 P—b = -h 24.76tt —0.0458 (t— 1860) 

 /'— c = — 21.960 — 0.O45K (/— 1860) 

 P — d ^ -f-1 14.97:) —0.0430 (/— 1860) 



A'S P—a = -(-110'.'17 — 0'.'i)638(/— 1860)| 

 P— h = — 83.953—1.0081 (/ — 1860)' 

 /* — r = — 38.625 —0.9661 (/— 1860) 



4- TT, 



geben Darstellungen dtT.'<ell)en. die in keinem Falle wesentlicher 

 Verbesserungen durch .\nderung der Bahnelemente fähig sein wer- 

 den, obwohl die übrig bleibenden Fehler namentlich bei den Rect- 

 ascensionen oft viel bedeutender sind, als man nach der anschei- 

 nenden Sicherheit der entsprechenden Bestinmiungen erwarten 

 sollte. Es kommen offenbar wieder, wie in den Siriusvergleichun- 

 gen, persönliche Gleichungen in den l iiterschieden der Antritte 

 der Sterne von sehr verschiedener Helligkeit, die noch dazu für 

 dfe einzelnen Beobachter im Verlaufe längerer Zeiträume, oder bei 

 einem Wechsel des Instruments oder der Beobuchtungsmethode. be- 

 trächtliche Schwankungen erlitten hüben, zum Vorschein, welche 

 die Brauchbarkeit dieser Beobachtungsreihen tiii- dii' Bahnbestim- 

 mung sehr stark vermindern. 



