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dadurch nicht wieder zu verschleiern, sondern führt die Ausgleichung streng 



1 12 n 

 durch mit dem Ergebnis in = 0.003645 und 1 '- — ^ für die Berück - 



O JJ 



sichtigung des Dampfdrucks. Eine Abhängigkeit von der ZD zeigt sich nicht, 

 wohl aber von der AB, besonders in m, wo die Winterbeobachtungen stark 

 abweichen. Deshalb wird m unter Zugrundelegung der optischen Dichtigkeit 

 noch nach einer anderen Methode bestimmt, die etwaige zeitliche Änderungen 

 der Refraktion ausschließt. Es werden nahe gleichzeitige Beobachtungen des- 

 selben Sterns, soweit ihre Temperaturdifferenz 4° übersteigt, mit einander kom- 

 biniert, insgesammt 737 Paare. Das ganze Material ergibt m = 0.003732, 

 aber zwischen Sommer- und Winterbeobachtungen einerseits und Frühlings- 

 und Herbstbeobachtungen andererseits eine Differenz von 121 Einheiten, die 

 sich durch weitere Untersuchungen nicht aufklärt. Ich meine mit Bonsdorff, 

 daß diese überhaupt nicht reell ist, denn die Temperaturdifferenz von 4° ist 

 doch recht gering. Als definitiver Wert wird angenommen 



m = 0.003718, 



der dem physikalischen Werte sehr nahe kommt. 



Bei allen diesen Untersuchungen außer der von Courvoisier ist, so weit 

 ich sehe, die bereits eingangs dieses Abschnitts erwähnte Vernachlässigung 

 des Faktors l eingetreten, so daß die Resultate einer Verkleinerung bedürfen; 

 in welchem Umfange, läßt sich schwer überschlagen. Da bei z = 80" l = 1.04 

 ist, ist sie jedenfalls nicht zu vernachlässigen. E. von Oppolzer, der diesen 

 Faktor mit (l+^/i+^/o) bezeichnet, hat bei Bauschinger und Nyren bereits 

 hierauf aufmerksam gemacht (1. c. pag. 598). 



Ich gehe nunmehr zu meinen eigenen Beobachtungen über. Da ein aus- 

 gesprochener Temperaturfehler sich nicht ergeben hat und da es kaum noch 

 zweifelhaft erscheint, daß zur Berücksichtigung des Dampfdrucks die optische 

 Dichtigkeit der Luft zu wählen ist, so habe ich zunächst nur die Verbesserung 

 des Ausdehnungskoeffizienten in die Bedingungsgleichungen eingeführt. Diese 

 wurden nach der strengen Formel angesetzt. Wenn auch in dieser der Ko- 

 effizient der Unbekannten für Sterne höherer ZD nur gering ist, so können 

 diese wegen ihrer zum Teil großen Anzahl von Beobachtungen doch immerhin 

 einen wertvollen Beitrag liefern, vorausgesetzt, daß man die Auswahl der 

 Beobachtungen bei hoher und tiefer Temperatur nicht von vorneherein fest 

 begrenzt, wozu aber keinerlei Veranlassung vorliegt. Ich habe demgemäß 

 alle Sterne bis z = 35° im Süden und 40" im Norden herangezogen, ihre 

 Beobachtungen nach der Temperatur geordnet und sodann die Auswahl so 



