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und de m Uebereinstimmen derselben, sondern nahm 

 einfach das aus den Beob. jedes Sternes erhaltene 

 aritlimetische Mittel als die wahrscheinlichste Polhohe, 

 die der Stern liefert. Mit diesem Mittel die einzelnen 

 Resultate verglichen, ergeben sicb die Differcnzen und 

 daraus der wahrsch. Febler des Mittels und der ein- 

 zelnen Bestimmung. 



Obgleich ich „ wie oben bemerkt, bei der Bestimmung 

 unserer Polhohe nur vollstandige Beobacbtungen ( im O 

 und "W. Vert. ) mitstimmen lassen wollte, so berechne- 

 te ich doch, in ehr der Guriositât wegen, aucb die ein- 

 seitigen Beobachtungen. So entstanden die eingeklammer- 

 ten Zahlen. Sie wurden gefunden, indem die Sternzeit 

 der Ostdurchgânge durch die aus den andern Beob. er- 

 mittelten Aziinute und Gollimat. Feliler corrigirt, ferner 

 durch die angegebenen Neigungen mit Beriïcksichtigung 

 der Dicke der Zapfen verbessert wurden. Dièse ver- 

 besserten Sternzeiten verglichen mit den scheinb. AR ga- 

 ben die halben Zwiscbenzeiten , und damit erhielt icli 

 die eingeklammerten Polhôhen. 



Es haufen sich hier in aile kleinen F e hier des Uhr- 

 standes, der Unsichetheit der Collimation, des Azimu- 

 tes und der Dicke der Zapfen, ferner wird die Geslalt 

 der Zapfen nicht eliminirt Indessen zeigt es sich doch, 

 dass im Ganzen keine bedeutenden Abweichungen \ or- 

 kommen. Ueber Ç Ursœ maj. wurden im Anfange schon 

 einige Bemerkungen gemacht, hier noch Folgendes. 



Am 7 ten Mai wurde nicht umgelegt, und daher dièse 

 Beob. wie eine einseitige behandelt, da es bei dem an- 

 gewandten mittleren Gollirnationsfehler, wie er aus den 



