70 
F ehler 
bis 
und es finden sich 
R-B. 
0.2 
108.2 
120 
—12 
0.4 
93 4 
102 
— 9 
0.6 
73.3 
68 
+ 5 
0.8 
51.1 
48 
+ 3 
1.2 
48.9 
34 
+ 15 
1.6 
12.1 
12 
0 
2.0 
1.8 
4 
— 2 
2.4 
0.3 
1 
— 1 
Selbst 
bei diesem Werthe von 
e überwiegen 
noch die kleinsten 
Fehler; wollte man e = 0.343 
setzen, so 
würde 
man bis zum Fehler 
1.2 eine fast 
völlige Uebereinstimmung mit der Theorie erhalten, 
aber von grösseren dürften dann nur 8 Vorkommen 
während sieh in Wirklichkeit 17 zeigen. Die be- 
kannte Erfahrung, dass die grössten Fehler etwas 
häufiger auftreten als die Theorie zulässt, bestätigt 
sich auch in der vorliegenden Beobachtungsreihe. 
Jedenfalls lässt sich aus diesen Rechnungen der 
Schluss ziehen, dass die hier bearbeiteten Beobach- 
tungen zu den besseren ihrer Art gehören, insbeson- 
dere, da die obigen Zahlen immer noch durch die 
Unregelmässigkeit der Erscheinung gegen die wahren 
Beobachtungsieh ler etwas vergrössert sein werden. 
Der Nachweis, dass bei der so einfachen Methode 
der Stufenschätzungen unter günstigen Umständen 
die Fehler so geringfügig sind, hat ein allgemeines 
Interesse für die photometrische Durchmusterung der 
telescopischen Fixsternwelt im Grossen. Für com- 
plicirte photometrische Instrumente ist diese schwer- 
lich durchführbar, selbst in der Beschränkung auf 
die Sterne bis zur neunten oder zehnten Grösse. 
