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L. Grabowski. 
1901 
Grösse von x 
Anzahl d.Best. Vergleichstern 
Zenithdist. von x 
Zenithdistanz 
d. Vergleichsterns 
Mai 18 
4.0: 
1 
1 
83?2 
8 4? 1 
22 
3.78 
1 
V 
84.7 
85.9 (!) 
24 
3.76 
2 v 
83.8 
84.6 
Meines Erachtens sollte man aber immer Helligkeitsschätzungen, die man in so geringen 
Höhen angestellt hat, von jeder Réduction einfach ausschliessen. Dazu kommt hier aber 
noch, dass die Beobachtungen in einer Stadt angestellt sind. Selbst wenn man annimmt, dass 
der Einfluss störender Nebenlichter vermieden werden konnte, kommen an solchem Beob¬ 
achtungsort und in so geringen Höhen stets eine Menge ganz uncotrolirbarer localer Un¬ 
regelmässigkeiten sowohl in der Extinction als in der localen Erleuchtung des Himmels¬ 
grundes vor, und diese beiden Erscheinungen variiren da von Azimuth zu Azimuth und von 
Augenblick zu Augenblick in einer fast discontinuirlichen Weise. Keine Extinctionstafel ver¬ 
mag diese Verhältnisse auch annähernd darzustellen. Wenn es sich um Höhen von 4 oder 
5 Grad über dem Horizont handelt, dann kann, selbst an einem günstigen Beobachtungsort, 
eine Extinctionstafel nichts mehr leisten, als das sie für die mittlere Sachlage aus sehr vielen 
Beobachtungsnächten richtig ist; im Einzelfalle w r ird sie aber so gut wie niemals der Wirk¬ 
lichkeit entsprechen. Die Vergleichung am Mai 18 ist übrigens schon an sich unsicher, wie 
der Beobachter selbst angedeutet hat. 
Ich glaube daher, dass man sich in der Betrachtung lediglich auf die oben gegebene 
Reihe von 9 Beobachtungstagen, März 21—April 23, beschränken soll. 
Wenn man nun diese Reihe beobachteter Helligkeiten anschaut, so scheint mir, dass 
dieselbe durchaus nicht zur Annahme einer reellen Veränderlichkeit zwingt. Die Abweichungen 
der an verschiedenen Tagen gefundenen Werte sind so gering, wie man sie auch bei jedem 
beliebigen unveränderlichen Stern unter gleichen Beobachtungsumständen erwarten kann. 
Mit Ausnahme der beiden ersten Tage ist die gefundene Helligkeit sogar, in praktischem 
Sinne, vollständig constant. 
Obgleich mir demnach die citirten Beobachtungen den Schluss auf eine Veränderlichkeit 
von x Persei nicht zu rechtfertigen schienen, so habe ich doch, der Sicherheit wegen, nach 
Kenntnisnahme des citirten Artikels beschlossen, meine vorhin auf die Anschlüsse an x allein 
gegründete Ableitung der Vergleichsternscala jetzt von neuem, auf eine andere Weise, vor¬ 
zunehmen. Ich habe also aus meinen zur Vergleichsternscala angestellten Beobachtungen alle 
Messungen von x gestrichen, und lediglich das übrigbleibende Material, also die mannig¬ 
faltigen Verbindungen zwischen den Programmsternen, zur Aufstellung der Vergleichstern¬ 
scala benutzt; ein Verfahren, das natürlich die sehr umständliche Auflösung nach der Methode 
der kleinsten Quadrate nötig machte. Die erhaltene Scala der nunmehr blos 14 Sterne ist, 
wenn man das System so festlegt dass für das Mittel dieser 14 Sterne die beiden Scalen 
denselben Wert liefern, durch die Columne 6r 2 der vorstehenden kleinen Tafel dargestellt. 
