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die Korrektion der Antrittszeit, die zu deren Reduktion auf den 
Fall der 10. Grüße dient, hat bei den Eintritten zwar entge¬ 
gengesetztes Vorzeichen, jedoch einen merklich verschiedenen ab¬ 
soluten Betrag, als bei den Austritten. Sie beträgt, wenn m die 
Anzahl der Größenklassen bezeichnet, um welche der beobachtete 
Stern heller als 10. Größe ist, 
für die Eintritte — 0 S, 24 . m. 
für die Austritte -f- 0 S, 35 . m. 
Daraus folgt, daß es unzulässig ist, zur Ableitung der Koordinaten- 
differenz eines Planeten gegen einen Vergleichstern aus den Beob¬ 
achtungen einfach das arithmetische Mittel aus dem Ein- und Aus¬ 
tritt jedes Gestirns zu verwenden, selbst wenn man Grund hätte, 
beiden Passagen dasselbe Gewicht zuzuerkennen. Die so berechnete 
Rektaszensionsdifferenz würde vielmehr einer von der Helligkeits¬ 
differenz abhängigen Korrektion bedürfen, während man die Dekli¬ 
nationsdifferenz allerdings, dank der Unabhängigkeit der Hellig¬ 
keitsgleichung von der speziellen Lage der Lamelle, richtig erhält. 
Bereits vor mehreren Jahren hat Herr 0^ A. L. Pihl in einer 
interessanten Abhandlung 1 ) auf die Existenz merklicher physiolo¬ 
gischer Fehler bei Durchgangsbeobachtungen an' okkultierenden 
' Mikrometern aufmerksam gemacht. In dieser Richtung bringt mein 
Resultat lediglich eine neue Bestätigung dieser Tatsache, eine Be¬ 
stätigung, die insofern bemerkenswert sein kann, als die von mir 
gefundenen Beträge sich auf das Mehrfache der von ihm gefundenen 
belaufen. Nach anderen Richtungen hin stehen aber meine Resultate 
in deutlichem Gegensatz zu den von ihm erhaltenen; und dieser 
Gegensatz ist, wie wir gleich sehen werden, von einer gewissen 
allgemeineren Bedeutung. 
7. Herr Pihl fand, daß beiden A u s tr i tt s beobachtungen eine 
Verzögerung („detention“) stattfindet, die um so größer ist, je schwä¬ 
cher der beobachtete Stern ist, während dao^en die Eintritte 
unabhängig von der Helligkeit beobachtet werden. Er hat 
Sterne zwischen den Helligkeitsgrenzen 5 M- 5 und 11 M, 7 untersucht 
und gefunden, daß die Verzögerung mit der Sterngröße in beschleu¬ 
nigtem Maße zunimmt; der Zuwachs der Verzögerung pro Größen¬ 
klasse beträgt bei der Sterngröße 8*5 annähernd 0 S T. 
*) „On occulting micrometers and their value . . .“. Christiania 1893. 
