37 6 Sitzung der math.-phgs. Classe vom 2. Dezember 1899. 
m 
6.1 
m 
6.2 
* 
I 
— 
4 
12 
II 
5 
14 
10 
III 
1 
12 
11 
IV 
6 
20 
27 
V 
9 
30 
29 
VI 
6 
19 
21 
VII 
1 
8 
14 
VIII 
— 
4 
6 
28 
111 
130 
Unter * sind gleich die Anzahlen der Sterne angegeben, 
welche in D.M. schwächer als 6.2 geschätzt sind und in H. 
heller als oder gleich 6.0“ angegeben sind. 
Danach kann nicht garantirt werden, dass H. nahezu alle 
Sterne bis zur Grösse 6.0 enthält. Man könnte die Sache 
näher untersuchen, wenn man sowohl die in der D. M. ent- 
haltenen Sterne der einzelnen Zehntel der Grössenklassen in 
der Nähe von 6.0 kennte, ferner ihre Beziehung zu der photo- 
metrischen Scala von H. und endlich den m. F. einer Grössen- 
differenz D. M. — H. Die dazu uöthigen Formeln sollen sj^äter 
abgeleitet werden. Leider liegen aber die nöthigen Daten nicht 
vor, da die Differenzen der D.M. — H. für die Grössen 6.3, 6.4 
als nicht bekannt und das vorhandene Material zu ihrer Ab- 
leitung nicht ausreichend ist. Was die Zahlen der D. M. Sterne 
betrifft, so wird es ausreichen, für jede Zone I — VIII pro- 
centualiter dieselbe Vertheilung in den einzelnen Zehntelgrössen 
anzunehmen, wie sie im Durchschnitt aus allen Zonen hervor- 
geht und also durch die von C. Littrow ausgeführten Abzäh- 
lungen bekannt ist. Auf diesen Punkt wird weiter unten 
näher eingegangen werden. Nimmt man nun aber an — und 
das scheint nicht unbegründet zu sein — dass in H. fast alle 
ni 
Sterne berücksichtigt worden sind, die heller als 6.0 und in 
Hl 
D. M. schwächer als 6.2 angegeben sind, dann ist die Kech- 
nung durchführba)-. Nach den weiter unten folgenden Formeln 
habe ich unter diesen Voraussetzungen gefunden, dass zu den 
Sternanzahlen die in den beiden ersten verticalen Reihen 
stehenden Zahlen von Sternen der Grösse 6.1 bezw. 6.2 in der 
