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Ed. Lindemann, 
leichter und natürlicher Weise löst. Dieser Zweck ist nämlicli: für verschiedene Farben 
diejenigen Fehler zu bestimmen, welche der Beobachter macht, indem er zwei verschieden- 
farbige Sterne gleich hell schätzt. Wir können aber in Bezug auf diese Fehler diejeni- 
gen Fehler gleich Null setzen, welche der Beobachter beim Gleichhellschätzen zweier 
gleichfarbiger Sterne begeht , denn jedenfalls sind , wie wir gleich sehen werden , die letzte- 
ren Fehler gegen die ersteren, welche ich die Farbenfehler nennen will, verschwindend. 
Nach Bouguer ist die Empfindlichkeit des Auges beim Vergleichen zweier gleich heller 
weisser Objecte = nach Volkmann = nach Dobrowolsky = -^^, nach Aubert 
sogar = îlêj für Gelb, Grün und Blau noch grösser. Diese Genauigkeit kann in der 
That im Vergleich zu den Abweichungen , mit denen wir es hier zu thun haben , als eine 
absolute bezeichnet werden. 
Wie schon gesagt, ist mein Normalstern , der zugleich auch der Rosén'sche ist, Bon- 
ner Durchm. 83°547, und der künstliche Stern in meinem Instrument ist ihm bei der Ein- 
stellung des Colorimeters auf 165° au Farbe gleich. Hätten nun alle Beobachter denselben 
Normalstern gewählt, so wäre damit eine sichere Basis zur Bestimmung der Werthe ihrer 
Farbenfehler für verschiedene Farben gegeben. Unter der Annahme, dass bei der Colori- 
metereinstellung = 165° die Messungen aller Beobachter fehlerfrei wären (auf die con- 
stanten Unterschiede käme es hier nicht an), könnte dann dieser Punkt als ein allen Inten - 
sitätscurven gemeinsamer angenommen werden und die Ordinatendifferenzen zwischen den 
übrigen Curvenpunkten würden dann direkt die Differenzen der Beobachter für die ver- 
schiedenen Farben darstellen. 
Ich kann an dieser Stelle nicht umhin, auf Grundlage des Gesagten darauf aufmerk- 
sam zu machen, wie sehr wünschenswerth es wäre, dass alle Beobachter, welche das Zöll- 
ner'sche Photometer benutzen, ihre Intensitätscurven an einem und demselben Normal- 
stern prüften , oder vielleicht noch besser an zweien : einem hellen 3"' — 4'" und einem 
schwächeren, etwa 7"' — 8"'. 
Zu meinem Thema zurückkehrend, muss ich leider sagen, dass diese Bedingung in dem 
bis jetzt vorhandenen Material nicht erfüllt ist. Zöllner, der erste welcher seine Intensi- 
tätscurve bestimmte, wählte dazu den Stern о Cygni. Diese Wahl war eine unglückliche, 
da 0 Cygni selbst, oder wenigstens dessen schwächerer Begleiter, veränderlich zu sein scheint 
(W. Struve: Mensurae Micrometricae, p. 297; 0. Struve: Observations de Poulkova, 
Vol. IX, p. 214). Später wählte Rosén, vielleicht aus diesem Grunde, jedenfalls aber 
wohl auch deshalb, weil seine Arbeit sich auf schwächere Sterne bezog, einen anderen 
Stern, B. D. 83°547, welcher sich auch mir von selbst als Normalstern bot, da ich die Ro- 
sén'sche Arbeit fortsetzte. Herr Wolff wählte wieder einen anderen Stern, oUrsae minoris. 
Glücklicherweise findet sich bei näherer Untersuchung, dass diese drei Sterne nahezu 
dieselbe Farbe haben und somit zufällig der ursprünglich unbeachteten, oben genannten 
Bedingung entsprechen. Für Zolin er's S Cygni findet sich eine Farbenbestimmung in sei- 
nen «Grundzügen» und seine Farbe ist dort = 7?9 angegeben, was 151? 6 meines Colori- 
