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E. Grossmann 
somit schließen, daß unser Instrumentalsystem bereits fehler- 
frei ist. 
Nach allen diesen Ergebnissen können wir annebmen, 
daß die Instrumentalfehler mit großer Schärfe in Rechnung 
gestellt sind, daß somit für die Beurteilung der Genauigkeit 
der Beobachtungen zur Hauptsache nur noch die Frage in 
Betracht kommt, wie weit ist der Beobachter befähigt, bei der 
Fadenführung strenge Bisektion von Faden und Stern inne 
zu halten. Bilden wir zu diesem Zwecke zunächst den m. F. 
eines Kontakts, so ergibt sich 
Größe 
Bildbeschaffenheit 
gut 
mäßig 
1.0 
± 0f0287 
± 0f0382 
00 
CO 
1 
CO 
cd 
333 
381 
5.0— 6.5 
349 
403 
8.5— 9.0 
323 
397 
9.1— 9.2 
415 
432 
Die Abhängigkeit von der BildbeschalTenheit tritt klar 
hervor. Nach den bisherigen Erfahrungen ist der m. F. bei 
dem RM am kleinsten bei den Sternen der Größe 5 — 6; nach 
beiden Seiten steigt er etwas an. Hier ist das nicht der Fall. 
Der kleinste Wert bei den hellsten Sternen ist ohne Frage 
eine Folge der Objektivlamellen; durch die Beugungsspektren 
wird die Führung sehr viel sicherer. 
Durch Division mit der Wurzel der Anzahl der beobach- 
teten Kontakte (20 bis 40) wird der m. F. eines Durchgangs 
rund ± 0?006. Betrachten wir jedoch die Mittelwerte zweier 
durch eine kurze Pause voneinander getrennter Revolutionen, 
so zeigen diese weit größere Differenzen, als nach dem obigen 
m. F. zu erwarten ist. Im Mittel vieler solcher betragen diese 
bei guter Bildbeschaffenheit 0l‘027 und bei mäßiger 0?051. 
Die Ursache ist in der bereits bei der ersten Anwendung des 
RM erkannten Erscheinung zu suchen, daß benachbarte Sig- 
nale nicht unabhängig voneinander sind; es zeigen sich in der 
Darstellung Nester von Vorzeichenfolgen von wechselnder Aus- 
o o 
