1356 
Er blijft dus over 
(fFI — — 0.00000299. 
Voegt men hierbij de vroeger berekende ó' H [form. (17)], zoo 
vindt men 
Ti — II x = — 0.00000299 + 0.012 (. E—B J 
of • 
en hieruit door (4) 
Daar nu 
H— H x — — 0.0000031, 
£ — s x = — 0.0000016 
£ 1 — fj— 1 = -f 0.14. 
H = 0.0032775 
is 
H x = 0.0032806. 
Voegt men dit in de vergelijking van Dar wik, dan vindt men 
== 295.82, 
terwijl de formule van Véronnet geeft 
295.62 < fl -i < 296.46, 
Om dezelfde reden als boven adopteer ik de waarde van Darwin. 
Hieruit volgt dan 
£-i = 295.96. 
De onzekerheid van £,-' tengevolge van de correctie H- — H x is 
moeilijk te schatten, daar zij niet alleen afhangt van de nauwkeurig- 
heid der gebruikte gegevens, maar vooral van de mate van juistheid 
van de hypothese dat het compenseerende defect of exces van dichtheid 
gelijkmatig verdeeld is over de geheele diepte Z. De geheele correctie 
tot £— 1 bedraagt echter slechts 0.07 en de onzekerheid dezer corretie 
wordt zeker overschat, als wij haar stellen op haar volle bedrag 
±0.07. Stellen wij dit samen met de ±0.19 die volgt uit de 
onzekerheid van tl en van Darwin’s hypothese omtrent de dichtheids- 
verdeeling, dan blijkt dat de geheele onzekerheid van £~' zeker niet 
meer bedraagt dan ± 0.20. 
Het grootste gedeelte van deze onzekerheid vindt zijn oorsprong 
in de onzekerheid van H, en deze is geheel te wijten aan die van 
de aangenomen waarde voor de massa van de maan. Verbetering 
van onze kennis van £ is dus te bereiken door nauwkeuriger bepaling 
van p, en deze moet verkregen worden uit de maandelijksche onge- 
lijkheid in de lengte van de zon en de zonsparallax. Eene correctie 
van bv. -f- 0.0.) tot <x 1 zou eene correctie van — 0.10 geven tot £ —1 . 
Het ideale oppervlak heeft /?, = A 1 , K x — 0. Men heeft dus op 
liet normale oppervlak 
