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E. LINDEMANN, 
[N. S. III 
Genau auf diesem Mittelsysteme beruhen bloss die Beobachtungen von 
Parkhurst und mir (sowie die in die dritte Gruppe aufgenommenen pho¬ 
tographischen Bestimmungen von Pickering). 
Um dieses Mittelsystem strengstens einzuhalten, wären eigentlich die 
Messungen Müller’s um 0?08 zu vergrössern. Ich habe mich jedoch dieser 
Correction enthalten, weil sie bedeutend kleiner als die möglichen Fehler 
solcher Messungen selbst ist, und doch nur eine bloss immaginäre Correc¬ 
tion wäre. Ausserdem wäre ein solches Zurechtfeilen einer der vollgül¬ 
tigsten Messungsreihen immer eine bedenkliche und missliche Sache. 
Sawyer’s Beobachtungen von Febr. 16 und Febr. 18 konnten auf die 
mittleren Werthe der Vergleichsterne bezogen werden. Für seine späteren 
Schätzungen sind die einzelnen Stufenunterschiede gegen die Vergleichsterne 
nicht mitgetheilt, und die Schätzungen selbst sind vom Beobachter als «re- 
latively uncertain» bezeichnet; deshalb sind diese Schätzungen zur zweiten 
Gruppe hinzugezogen. 
Den Oxforder (University Observatory) Messungen sind, wenigstens für 
die Zeit Febr. 3—März 7, die benutzten Vergleichsterne für jeden Tag 
beigefügt. Eine Reduction wäre demnach, unter einigen willkürlichen An¬ 
nahmen, möglich gewesen. Da jedoch in vielen Fällen die Correctmnen der 
Vergleichsterne —O’fOS, -+-0?07 und -+-0?02 sich aufgehoben hätten, 
konnte füglich diese Reduction, namentlich angesichts der bei Weitem grös¬ 
seren Abweichungen dieser Messungen von den anderen (März 12 1?1, 
März 14 IVO), mit gutem Rechte unterlassen werden; auch lehrt die nähere 
Einsicht der Oxforder Beobachtungen, dass diese Abweichungen sich keines¬ 
wegs durch die Differenzen der Vergleichsterne erklären lassen. 
Ceraski hat seine Messungen mit dem Helligkeitscoeffizienten 0.443 
reduzirt. Um sie den übrigen streng vergleichbar zu machen, habe ich sie mit 
0.400 umgerechnet und auf obiges Mittelsystem der Vergleichsterne bezogen, 
Die Lohse’sehen Stufenschätzungen sind die einzigen, die einerseits 
mit aller wünschenswerten Ausführlichkeit mitgetheilt, andererseits durch¬ 
weg auf photometrisch bestimmte Vergleichsterne bezogen sind. Sie konnten 
deshalb vollkommen streng auf die mittleren Werthe der Vergleichsterne 
zurückgeführt werden. 
Knott’s Beobachtungen sind theils Stufenschätzungen gegen die oben 
angeführten Sterne der Uranometria Oxoniensis, theils, für die Periode des 
Schwächerwerdens der Nova, directe Bestimmungen durch Verkleinerung 
der Objectivöffnung. Nach letzterer Methode sind auch die in der letzten 
Zeit benutzten schwachen Vergleichsterne mit den helleren der Uranometria 
Oxoniensis verbunden, welche Verbindung als eine ziemlich gelungene be¬ 
zeichnet werden darf, da sie namentlich für die letzten Tage der Beobach- 
Melanges mathem. et astron. T. VII, p. 332. 
