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der Fixsterne. 
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rigkeiten gewiss aller Anerkennung würdig, sie sind nur durch die ausgezeichneten Mikrometermessungen 
der neueren Zeit, besonders jener in Dorpat, möglich geworden, und eröffnen ein ganz neues Feld der 
Astronomie, gegen welches dasjenige als ein Punkt verschwindet, innerhalb welchem bisher die Bahn- 
mel (1) hinsichtlich der Helligkeit der Sterne zu Grunde liegt, so mussdesshalb eine Differenz ii 
(1) und (5) berechneten A' und A entstehen. Die Helligkeitsconstante b = 1,587, welche « 
(1) zu Grunde liegt, habe ich auf Argelander’s Grössenschätzung zu gründen gesucht, und d 
erungsweise ausdrücken. Ich habe nun bei 50 Sternen von 2. bis 6. Grösse die Schätzunj 
ronomen verglichen und finde, dass die Summen der positiven und negativen Differenzen 
kaum zu befürchten ist. Es kann jedoch immerhin ein Theil der Differenzen zwischen A und A' dei 
i Betracht aller dieser Schwierigkeiten ist die Über« 
befden Fis 
ng (5) so lange f 
Durch diese Annahme 
nserer Sonne voraussetzt, und s< 
nehmen, bis Beobachtungen uns 
l Stand gesetzt, bei Doppelsternen 
hierüber nähere 
1 ihre Neigung gegen die 
wo m die Grössenclasse für die Summe beider Sterne, und aus m,, m, der einzelnen Sterne gefunden 
