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L. Gkabowski. 
M. Z. Pulk. 
Beobachter 
Grösse 
d. Nova 
im Syst. M 
1 901 April 22. 
ll h 10 m 
G 
Schätzung mit Opernglas: A 1-2 N, В 2 N, N 2-1 C, N 1.5 D 1 ) 
M 
5.6G 5) 
Ganz 
klar. — G. 
1901 April 27. 
10 20 
G 
Schätzung mit Opernglas: N — <r, ф 2 N, N 4.5 E 2 ) 
1 4.52 
1901 April 28. 
10 52 
G 
! Schätzung mit Opernglas: N 2 В, E 2 N, 1 1.5 N, 1 | 2V || A 3 ) 
1 5.33 5) 
1901 April 29. 
12 39 
G 
Schätzung mit Opernglas: В 2.5 N, 1 4.5 N, N — Л 4 ) 
1 5.79 5) 
1) Zenithdistanzen: Nova 73°7', A 73°41', B 70°57', G 70°36', D 71°2'. — Mein Stufenwert beträgt bei 
kleineren Helligkeitsunterschieden (bis zu 2.5 Stufen) 0.07, bei einem Unterschied von 4.5 Stufen 0.11 Grössenclassen. 
2) Zenithdistanzen: Nova 71°24', с 67°35', ф 67°3', E 66°45'. 
3) Zenithdistanzen: Nova 73°25', В 71°15', E 68°37', 1 74°26', A 73°58'. 
4) Zenithdistanzen: Nova 76°37', В 74°27', 1 77°15', A 76°35'. 
5) Die Vergleichung mit dem der Veränderlichkeit verdächtigten Stern В ist von der Réduction ausge¬ 
schlossen worden. „ 
4 . — Wenn man einen Stern zu verschiedenen Zeiten mit verschiedenen Vergleich¬ 
sternen verglichen hat, so muss man, um seine Helligkeitsänderungen ableiten zu können, 
die Helligkeitsdifferenzen aller angewandten Vergleichsterne gegen einen derselben, oder 
gegen irgend einen festen Nullpunkt der Helligkeitsscala, kennen. Es ist nun meiner Ueber- 
zeugung nach das Richtigste, und sollte immer, wenn irgend thunlich, geschehen, dass der 
Beobachter, von welchem die Vergleichungen des Veränderlichen herstammen, die Scala der 
relativen Helligkeiten der angewandten Vergleichsterne durch eigene Beobachtungen er¬ 
mittelt, nicht aber fremden Quellen, etwa einem photometrischen Catalog, sie entnimmt. 
Abgesehen davon, dass man bei Catalogarbeiten schon wegen des Umfanges der Aufgabe 
sich notwendig mit einem geringeren Genauigkeitsgrade begnügen muss, als er bei einer auf 
