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Sitzung der math.-jjhys. Classe vom 5. März 1S98. 
bin ich öfters mit grossem Bedauern gestossen und da nunmehr 
seit einigen Jahren ein umfangreiches Beobachtungsmaterial 
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vorliegd. das nach der gewünschten Richtung hin noch nicht 
verwerthet worden ist, hielt ich es für nützlich aus diesem 
Materiale jene Schlüsse zu ziehen, welche die erwähnte Lücke 
wenigstens einigermassen ausfüllen können. Auch bedurfte ich 
dieser Resultate zu Untersuchungen, über die ich an anderer 
Stelle berichten werde. Das genannte Material bietet die 
„Pliotometric Revision of the Durchmusterung“, 1 ) welche die 
photometrische Beobachtung vieler Tausend Durchmusterungs- 
sterne enthält und mit dem Meridianphotometer der Harvard 
Sternwarte während der Jahre 1882 — 88 gewonnen worden ist. 
In dieser Publication, die im Folgenden stets mit H. JR. be- 
zeichnet werden soll, ist für jeden Stern die Grösse nach der 
Bonner Schätzung neben dem Resultat der gewonnenen photo- 
metrischen Bestimmung angeführt, was die Festlegung der 
Durchmusterungsgrössen gegen die photometrische Helligkeits- 
scala sehr wesentlich vereinfacht, denn diese besteht im Wesent- 
lichen auf der Bildung einer allerdings sehr grossen Zahl von 
Differenzen und ihrer passenden Vereinigung zu Mittelzahlen. 
Bei diesen Operationen wurde ich wesentlich durch Herrn 
cand. astr. C. Schwend unterstützt , der ungefähr die Hälfte 
der Vergleichungen ausführte. 
Ehe ich auf die Mittheilung der gewonnenen Resultate 
eingehe, möchte ich zuerst darauf hinweisen, was bisher über 
das Verhalten der Durchmusterungsgrössen bekannt war. 
In der Hauptsache war man in Bezug auf das photo- 
metrisclie Verhalten der Sterne 6. — 9. Grösse der Durchmuste- 
rungen fast allein auf die Resultate zweier in Pulkowa mit 
einem Zöllner’sclien Photometer ausgeführten Arbeiten ange- 
wiesen, welche sich die Aufgabe stellten den Logarithmus log y 
des Helligkeitsverhältnisses zweier um eine Grössenklasse aus- 
') Axinals of the Astronomieal Observatory of Harvard College. 
Vol. XXIV, Cambridge. 1890. 
