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struments-Messungen in Beziehung auf die Déclina- 

 tionsdifferenz statt finden, und dièses mùsste sich durch 

 unsere Beobachtun^en des Sternes £ Urs. maj. bestàti- 

 gen, was aber nicht der Fall ist. Die Beclinationsdiffe- 

 renz ergiebt sich durch dieselben um 0",63 grôsscr 

 als sie in den mens, microm. angegeben ist ( Eine re- 

 lative Bewegung des kleineren Sternes wurde bis jelzt 

 noch nicht bemerkt. ) Ohne ûbrigens einen Schluss da» 

 raus ziehen zu wollen, indem ich die Beobachtungen 

 nicht fur so gut halte , wie bei den ùbrigen Sternen, 

 ist berner kenswerth , dass dieser Unterschied 0",63 sei- 

 nen wahrscheinlichen Fehler um das Doppelte ùber- 

 trifît , und ganz in dem S i nné ausfallt , als ob den- 

 noch irgend einer optischen Ursache zufolge die 

 Distanz beider Sterne zu gross beobachtet worden wa- 

 re. Hat nâmlich letzteres statt gefunden, so muss , da 

 der kleinere Stern im 0. Vertic. vor, im W. Yert. 

 nach dem grôsseren durch den Mittelfaden geht , die 

 Zwisclienzeit fur den kleineren etwas zu gross, fur den 

 grôsseren etwas zu kleia ausfallen, und endlich ebenfalls 

 die daraus entspringenden Polhôhen fàr den kleineren 

 etwas grôsser, als fiir den grôsseren werden, wie das 

 wirklich die arithmetischen Mittel auf Tab. XXXIV 

 und XXXV anzudeuten scheinen. 



Es ist hier der Ort, diejenigen wenigen Beobaclitun- 

 gen anzufùhren , die den beiden Reihen nicht ange- 

 hôren. 



rj Persei wurde am Jan. 17. 1846 beobachtet. Zwischen 

 O und Westvert. fand eine Umlegung statt, also konnte 

 die Berechnung wie bei den obigen Beobachtungsreihen 



