0,0338 » 8,28 
0,0238 » 52,93 
24 Dn, Magnus Nykén, 
Durch diese Gleichungen findet man: 
u Ursae majoris. 
x t= — 0*0545 Gewicht 29,39 
y = — 0,0254 » 24,14 
м = — 0,0125 » 63,03 
t = — 0,112 
i Draconis. 
ж = — 0"0049 Gewicht 55,83 
y = -t- 0,0160 » 30,60 
.:: = — 0,0670 >» 20,00 
U = -+- 0,0318 >» 63,32 
w = — 0,0147 » 70,63 
/ = — j— 0,203 
o- Draconis. 
— 0^0081 
Gewicht 
15,83 
у = 
~t- 0,0214 
19,69 
— 0,1479 
Ï 1,76 
-+- 0,0955 
» 
23,65 
w — 
— 0,0299 
20,58 
-f- 0,073 
Wie man hier sieht, weicht die durch u Ursae majoris gefundene Correction der Nu- 
tatiönsconstante um mehrere Hundertstel von der durch die anderen Sterne gegebenen ab, 
eine Abweichung, die unerwartet gross ist, wenn man die Genauigkeit der Beobachtungen 
in Betracht zieht. Freilich muss hier zugegeben werden, dass die Beobachtungen dieses 
Sterns nicht mit derselben Gleichmässigkeit während der ganzen Periode wie die der an- 
dern Sterne ausgeführt worden sind, da diese an festen Fäden, jener an einem beweglichen 
beobachtet wurde. Die Declination von и Ursae majoris war nämlich in den ersten Jahren 
ein wenig grösser als die Polhöhe von Pulkowa, und da der Stern desshalb nicht durch den 
ersten Vertical passiren konnte, musste jlie Zenithdistanz nördlich vom Mittelfaden mit 
einem beweglichen Micrometerfaden gemessen werden. Später, als der Stern durch die 
Präcession so weit nach Süden gerückt war, dass er den ersten Vertical überschritt, ist 
man ihm mit dem Micrometerfaden über den Mittelfaden Irinaus gefolgt, und in den letzten 
Jahren sind alle Messungen nur auf der Südseite von diesem Faden angestellt worden. 
Diesem Verfahren scheint die Absicht zu Grunde gelegen zu haben, den Stern, wenn mög- 
