erhallen; so dass die Beobachtungen dieser Art, das eigentliche Fundament der
Charten, 7 Jahre und 1 Monat gedauert haben, während welcher Zeit in 625
Nächten 1841 Zonen beobachtet worden sind, nämlich 12 von mir, 110 von
Thormann, 909 von Schönfeld und 810 von Krueger. Durchschnittlich sind
in jeder Nacht etwa 3 Zonen beobachtet worden, oft aber, nachdem die Arbeit
erst recht in Gang gekommen war, und sich meistens zwei Beobachter ablösten,
in ganz klaren und mondscheinfreien Winternächten weit mehr, bis
7 und 8, und zweimal sogar 9, zu welchen letztem das eine Mal 12 das
andre Mal IO'/* Stunden gebraucht wurden. Von diesen 1841 Zonen sind
aber 44 südlicher als — 2« beobachtet worden, indem ich Anfangs beabsichtigte,
die Charten bis zum Wendekreise des Sleinbocks nach Süden hin
auszudehnen, ein Plan, der aufgegoben werden musste, weil es sich herous-
stcllte, dass die Exsfinction des Lichtes in diesen geringen Höhen eine zu
bedeutende Ungleichförmigkeit in die Arbeit gebracht haben würde. Es sind
also für die Charten wirklich nur 1797 Comelensucherzonen benutzt worden,
und in diesen nach einem ungefähren Ueberschlage 850000 einzelne Beobachtungen
gemacht worden, so dass durchschnittlich auf jede Zone deren 473
fallen, oder da im Mittel auf jede Zone eine Stunde gerechnet werden kann,
etwa 8 in der Minute. Indess ist diese Zahl in den reichern und dem Ae-
quator nähern Gegenden immer bedeutend überschritten worden; in den reichem
Gegenden der Milchstrasse sind gewöhnlich 900 bis 1000 Sterne, in
den reichsten oft noch bedeutend mehr beobachtet worden. Die reichste
Zone ist die von Krueger am 1. Aug. 1856 bei s e h r d u rc h s ic h tig e r
Luft in der Brust des Schwans beobachtete 984sle. Sie hat bei der mittlera
Declination von 36» zwischen 19* 26*. 5 und 20* 28'. 9 die.gewaltige Menge
von 1275 Sternen oder 1226 in der Stunde, durchschnittlich fast 20V* in der
Minute geliefert In e in z e ln e n Minuten sind aber sowohl in dieser als auch
vielen andern Zonen von Schönfeld und Krueger noch bedeutend mehr,
bis 29 und 30 Sterne beobachtet worden, und es gehörte wahrlich keine
geringe Anstrengung und Aufmerksamkeit dazu, so rasch die verschiedenen
Momente aufzufassen und resp. auszurafen und zu notiren.
Die erste R e v isio n sz o n e ist den 19. Januar 1854, die letzte den
19. April 1861, und im Ganzen sind deren in diesem Zeiträume, einzelne
kleine Brachstücke abgerechnet, 476 beobachtet worden, 172 von Schönfeld,
304 von Krueger. Es sind dazu 227 Nächte ganz oder zum Theil benutzt
worden. Nur sehr wenige derselben sind aber über eine Stunde lang fortgesetzt
worden, viele nur etwa eine halbe Stunde. Aus diesem Umstande,
so wie daraus, dass diese Zonen nur 1® breit beobachtet wurden, erklärt es .
sich, dass sie im Ganzen nur etwa 137000 Beobachtungen enthalten, oder
durchschnittlich die einzelne 287. In der Milchstrasse kommen durchschnittlich
400, in deren reichern Gegenden 600 und in einzelnen Zonen bis 600
auf die Stunde.
Wie sich diese Beobachtungen auf die einzelnen Jahre vertheilen, zeigt
die folgende UebersichL Es sind beobachtet worden
Cometensucherzonen
1862 82 Zonen in 60 Nichten
1853 219 , , 83 ,
1854 286 , , 91 ,
1856 199 . , 75 .
1856 347 , , 99 ,
1857 335 » , 106 ,
1868 311 , , 99 ,
1859 63 , , 22 ,
Revisionszonen
31 Zonen in 22 Nichten
1861
Rechnen wir die einzelnen Beobachtungen in den Cometensucher- und Revisionszonen
zusammen, fügen wir dazu etwa 16000 für die von Schmidt
Behufs der Berliner Charte hon» V. gemachten Beobachtungen, die unsrer
Arbeit zu Gute gekommen sind, und veranschlagen die Zahl der am Meridiankreise
und am Heliometer zu Lösung der verschiedenen Zweifel angeslellten,
gewiss nicht zu gering, zu 60000, die an dem grössern Cometensucher für
die Polarcharto erhaltenen zu 4000, so stellt sich die ganze Zahl der für die
Charten angestelllen Beobachtungen in runder Summe heraus auf
Eine M illio n und F ü n f und s e c h z ig T au sen d
Von diesen werden etwa 200000 sich auf solche Sterne 9.10 Grösse be-
ziehn, die nur einmal beobachtet, und also entweder durch complicirlere Fehler
entstanden oder so schwach sind, dass sie bei der Wiederholung nicht
gesehn wurden. Die übrigen gehören zu
D ro imalhundort v ie r und zw a n z ig ta u se n d e in h u n d e rt
a ch t und neunzig
verschiedenen Sterne, welche auf den Charten verzeichnet sind, und von denen
also jeder im Durchschnitt auf 2V* Beobachtungen beruht. Das ganze durchmusterte
Areal umfasst 21346 Quadratgrade, und es ist also die mittlere Slern-
füllo der Charten, d. h. die Anzahl Sterne, die durchschnittlich auf den Raum
einos Quadratgrades des grösslon Kreises kommen 15.19 oder nahe 15'/s.
Die Sternfülle der oinzelnon Gegenden ist aber sobr verschieden, am grössosten
ist sie in der Milcbslrasse, nämlich im Mittel etwa 2.9%'; denn auch in dieser,
wie schon den unbewaffneten Augen der ungleiche Glanz derselben, und ebenso
ein Oüchliger Blick auf dio Charten zu erkennen gibt, ist sie keineswegs
überall dieselbe: während sie im Halse und der Brust des Schwans auf 37
und 88, in den 20 Quadralgraden, deren Mitte auf 19* 66' Rectascension
und 37*. 6 Declination fällt, sogar auf 41.4 steigt, sinkt sie im Fuhrmann
auf 19 hinab, und erreicht in den 17.5 Quadratgraden, doren Mitte auf 8* 86'
Rectascension und 45*; 5 Declination fällt, zwischen den Beinen des Perseus
kaum 17.7, übersteigt also hier die mittlere Sternfüllo des ganzen nördlichen
Himmels nur um 2.5. Die ärmsten Gegonden des nördlichen Himmels finden
sich in und in der Näho des Haupthaars der Berenice um den Pol der Milchstrasse
herum; die Sternfüllo schwankt dort zwischen 7 und 9, und es gibt
dort Areale von einigen 80 Qnadralgraden Ausdehnung, wo sio nicht einmal
7 erreicht. Die absolut ärmste Gegend findet sich aber sonderbarerweise
nicht gar weit von der Milcbslrasse entfernt, an den Hörnern des Stiers:
für die 22 Quadratgrado in dieser Gegend, deren Mitte auf 4* 26' der Rectascension
und 27*. 5 der Declination fällt, beträgt dio Sternfülle nur 5.9.
In der Einleitung zum 5. Bande dor Bonner Beobachtungen finden sich hierüber
viele Zusammenstellungen, dio manches Interesse darbieten, hier möge
es genügen die Vertheilung der Sterne nach den Rectascensionen und Decli-
nationen anzugeben, welche in den folgenden beiden Zusammenstellungen
enthalten ist, in denen die Argumente in den ersten Verticalcolumnen so zu
verstehn sind, dass sio mit der angegebenen Zahl beginnen, und bis zur folgenden
fortgohen, die zweite Columne dio absolute Zahl der Sterne enthält,
die sich in den durch dio Argumente angegebenen resp. Seclionen und Zo-
I nen befinden, die dritte die entsprechende Sternfülle angiebt.
Vorthoilung dor Storno naoh dor Rccfnscänsio
0 6 4707 16.9 6 0 6712 22.6 12 6 2495 8:4 18 ö 6027 209
20 4718 15.9 20 6761 229 20 2600 89 - 20 6890 21.6
40 4653 15.7 . 40 6535 22.0 40 2565 8.7, 40 6798 22.9
1. 0 4542 15.3 7 0 6603 189 13 0 2527 89 19 0 6980 239
, 20 4709 15.9 20 4973 169 20 2627 8.9 20 7896 26.6
40 4586 15.5 40 4634 15.6 40 2630 8.9 40 8165 27.5
2 0 4495 15.2 8 0 4256 14.4 14 0 2781 9.4 20 0 7653 25.8
20 4361 14.7 20 8917 13:2 20 2782 9.4 20 7037 23.7
40 3941 139 40 3623 129 40 2836 9.6 40 6528 22X)
8 0 3994 139 9 0 8321 119 15 0 2882 9.6 21, 0 6114 20.6
20 3973 13.4 20 3082 10.4 . 20 2965 10.0 20 5866 199
40 3889 13.1 40 3002 10S 40 3158 10-7 40 5542 18.7
4 0 3772 12.7 10 0 2873 9.7 16 0 3474 11.7 22 0 6551 18.7
20 3824 12.9 20 2676 9.0 20 3543 12.0 20'5408 189
40 4845 16.3 40 2715 99 40 3882 12.9 40 5166 17.4
5 0 5530 18.7 11 0 2521 89* 17 0 8946 139 23 0 4776 16.1
20 6252 21.1 20 2608 89 20 4782 16.0 20 4783 16.1
40 6407 21.6 40 2451 89 40 5148 17.4 40 4585 159
Vertheilung der Sterne nach dor Declination.
5 4530 12.6 +21 5026 15.0 +44 4555 17.7 +67 1601 11.6
— 0 4620 12.8 22 4957 14.9 45 4418 179 68 1429 10.8
+ 0 5089 14.1 23 4855 14.6 46 4264 179 69 1883 11.0-
1 4832 13.4 24 4887 149 47 4383 18.0 70 1345 119
2 4754 139 25 5073 15.6 48 4250 179 71 1251 11.Q
8 4935 13.7 28 4746 14.7 49 4339 189 72 1141 109
4 5093 149 27 4680 14.7 50 4239 189 73 1073 109
5 5268 14.7 28 4711 149 51 3786 16.9 74 1060 11.0
6 5243 14.7 29 6065 169 62 8601 16.4 75 907 10.1
7 5129 14.4 80 5092 16.4 58 8292 15.4 76 949 119
8 6173 149 81 6039 16.4 54 3116 14.9 77 987 12.0
9 5324 15.0 82 4774 15.7 55 3092 159 , .78 855 11.9
10 6025 149 83 4837 16.1 66 8145 159 79 803 129
11 5097 14.4 34 5068 17.1 67 2870 148 80 793,189
12 5071 14.4 85 5173 17.7 58 2704 14.4 81 844 15.9
13 5209 149 86 6155 179 59 2831 159 82 751 16.0
14 51Ö0 149 87 4937 179 60 2669 15.1 88 676 16.6
15 4938 149 88 5118 18.2 61 2595 15.1 84 547 169
16 5043 14.6 89 6228 189 62 2369 149 85 412 146
i 17 5038 14.7 40 6236 19.1 68 2109 18.1 86 847 15.8
18 6270 164 41 4939 189 64 1900 129 87 220 140
19 5211 16.4 42 4838 189 65 2001 13.4 .88 143 15.2
20 5430 16.1 43 4638 17.8 66 1683 11.7 89 88 12.1
Die Schwankungen in den auf einander folgenden Zuhlen rühren wohl
im Theil von der Beobachtung her, sio zeigen aber bei aufmerksamer Vor-
I gleichung mit dem Zuge der Miichstrasso doch deutlich den Einfluss derselben
auf die Sternfülle. Die Zunahme der letztem in der Polarzono der
zweiten Zusammenstellung rührt ober von dor obenerwähnten andern Boob-
achtungsart her.
Der eigentliche Zweck jeder Iiimmelscbarle ist ein treues Bild der Gegend
zu liefern, die sie darstellen soll; sio muss also nicht nur die gegenseitigen
Stellungen der Sterne, sondern auch ihre verschiedenen Lichlabslu-
fungen so richtig wiedorgehen, dass jeder einzelne ohne Müho wiederorkonnl
werden kann, und elwaigo im Laufe der Zeit eingetreleno Aonderungen sich
bemorklich machen. A b so lu te Vollständigkeit hierbei zu erreichen, ist
selbst bei don speciellslen Charten unmöglich, so laugo noch mit jeder Ver-
grösserung unsrer Fernröhre eine neuo Stern weit sich uns auflhut, aber eine
re la tiv e kann angeslrebt werdon; wir können fordern, dass die Sterne bis
zu einer gewissen Grössenclosse hinab in ihron wahren Slellungs- und Licht—
| Verhältnissen richtig dargcstellt sind; Bessel stellte hierfür die 9. Grösse
I auf, und dieser Forderang wollten wir Gonügo leiston, wir hätten es .aus nahe
liegendem Gründen, nicht vermocht, wenn wir uns auf ein Fernrohr beschränkt
hätten, welchos nur dio Storno bis zu dieser Grösse zeigt, wir mussten, wie
auch B e sse l vorgeschlagon, ein stärkeres wählen, und konnten nicht daran
denken, yon den vielen, dio dieses zeigte, nur die 9. Gr. auszuwählen, wir
hätten so nie auch nur eino annähernde Vollständigkeit erreicht: wir mussten
also dio schwächern Sterne mit beobachten, und sio als eine angenehme
Zugabe unsrer Charte betrachten, aber uns stets bewusst bleiben, dass sio
oben nur Zugabe blieben. Wie vollständig also die Charten dio Sterne 9".
enthalten, ist zuorst zu untersuchen.
Um den Grad dieser Vollständigkeit zu prüfen, habe ich folgendes Vorfahren
eingeschlagen, das dio fortwährende Vergleichung aller ällern Caln-
logö mir dnrbol; ich habe diejenigen in solchen als beobachtet vorkommonden
Sterne zusammongezähit, dio in unsrer Durchmusterung nach den rohen Beobachtungen
fehlten, deren Dasein aber durch dio Revisionsnrbeiton consln-
lirt worden ist, die' also ohne jene Hülfsmittel auf den Charten gefehlt hätten,
und erst durch die letztem auf dieselben gekommen sind. Ausser einigen,
die als veränderlich erkannt worden sind, waren dies zum allergrössten Theilo
solche, dio so nahe bei anderen standen, dass sio bei nahe gleichem Glanz
beider als o in o in z ig e r hellerer beobachtet wurden, oder wo der beobachtete
Stern durch seinen grössern Glanz den schwächern Begleiter nicht
halte erkennen lassen. Ein Uoborsehn solcher Sterne kann unsrer Arbeit
nicht zur Last gelegt werden: sie konnte eben nur geben, was man bei
lOmaliger Vergrösserung sohn kann. Und solcher Sterne werden sich auf
unsorn Charten gewiss noch eino Monge finden, schwächere in geringer
Entfernung von hellem, oder zwei schwächere Sterne statt eines auf den
Charten' vorkommenden hellem. Zwar’ ist das Fernrohr ausgezeichnet, und
hat selbst S tr n v e s c h e Doppelstorno getrennt gezeigt, so $ Piscium, dessen
beide Compononton 5n* nur 30" von einander abstehn, und sogar 61 Ophiu-
chi und 61 Cygni, deren ersteror durch zwei nur 21" von einander ab-
stehondo Sterne 6**, dor zweite durch zwei nicht voll 18" von einander entfernte
5.6** gebildet werden. Aber dies sind Ausnahmsfällo, bewirkt durch
das Zusammentreffen mehrerer günstiger Umstände. In dor Regel, besonders
wenn der eine heller ist, sind solche Sterne nicht getrennt gesehn worden,
sobald der Abstand eine Minute oder weniger betrug, und bei bedeutenden
Helligkeitsunterschieden, hat der schwächere auch bei Abständen von 2' und 3'
oder noch grösseren, nicht mehr erkannt werden können. So ist der bekannte
6.5' von a Aquilae abstehende Begleiter desselben 9“ nur einmal
gesehn worden, zwei andre Male hat er, obgleich eigens nach ihm gesucht
wurde, wogen des Glanzes von Atair nicht erblickt werden können. Aber
eine Anzahl fohlt, für dio sich keine solcho Gründe anführen lassen, und
deren Fehler also allein dem Ueborsehnsoin in beiden Zonen zuzuschreibon ist.
Etwa ein Drittel davon sind schwächer als 9n. Die Zahl der übrigen ist 25.
Untor. diesen mögen manche veränderlich sein, von einigen ist es mir sogar
sehr wahrscheinlich, aber als solcho erkannt sind sie noch nicht, und ich
rechne sio daher olle zu den üborsohenen. Nach einem ungefähren Überschläge
sind bei diesor Gelegenheit 70000 Sterno 9" oder holler untersucht
worden; es fehlt also unter 2800 Sterne 9“ oder holler einer, und wenn
ich nun nnnehmo, dass unsre CJharten etwa ebenso viele Sterno der genannten
Grösse noch enthalten, die nicht in den Catalogen Vorkommen, so
orgiobt sich das günstige Resultat, dass ihnen nur etwa 25 Sterne fohlen
werdon, von denen aber vielleicht dio Hälfte nur zu don schwächern der
9” gohöron mögen. Auch von den heilem der 9110 Grösse wird dio bedeutend
grösste Mehrzahl aufgczoichnct, dagegen für dio schwächern dieser
Classo auch nicht einmal annähernd Vollständigkeit erreicht sein.
Dio nächste Frage ist, wio sicher unsre Grössenschälzungen sind, und
wio sie sich zu denen andrer Astronomen verhalten. Im 3. Bande der Bonner
Beobachtungen p. XVIII ff. habe ich eino ausführlichere Untersuchung darüber
milgotheill, aus dor hervorgeht, dass dio Grösson der schwächeren Sterno aus
Gründen, die dort auch angegeben sind, sicherer geschätzt sind, als dio der
helleren, und die wahrscheinliche Unsicherheit einer e inm a lig e n Schätzung
von etwa 0".l bis 0".25 wächst; ich glaube aber, dass dio erste Zahl, obgleich
aus einer grossen Menge von Vergleichungen abgeleitet, doch etwas
zu kloin und vielleicht richtiger zu O-ilS onzunohmen sein dürfte. Daraus
würdo also für die auf der Charte angesetzten, jode wenigstens auf 2 Schätzungen
beruhenden Grösson dio wahrscheinliche Unsicherheit von ein Zehntheil
bis ein Siobonthoil Grösse Ansteigen, die letztere Angabe für die hellen
Sterne im Durchschnitt noch etwas zu gross sein, da diese meistens auf mehr
als 2' Schätzungen .boruhon. Was nun dos Vorhallen unsrer Grössonschölzun-
gen zu donon andrer Astronomen betrifft, so habe ich den am angeführten
Orto mitgolheillon noch eino genauere Vergloichung mit den Grösson in meinen
nördlichon Zonen und eine neue mit den Grösson der Hindßchon
Ecliplicalcharlen hinzugefügt. Dio letztem hat für verschiedene Gegenden
des nimmels etwas verschiedene Resultate gegeben, und ‘ich glaube dioso
Vorschiedonhoil darin suchen zu müssen, dass llr. II i n d seine Schützungsmc-
thodo mit der Zeit etwas geändert hat, wodurch also, da derselbe dio einzelnen
Charlon zu verschiedenen Zeilen angeforligl hat, dio Unterschiede sich erklären.
Bei uns ist eino solcho Veränderlichkeit nicht gut anzunehmen, da wir in
derselben Nacht meistens viele Slundon der Rectascension nnho in demselben
Parallel durchmustert haben. Eino Vorschiedonhoil könnte also nur zwischen
don in sohr verschiedenen Declinationen geschützten Grösson auftreten. Dass
sie aber auch hier nicht statt findet, zeigt die nouere Vergleichung moiner
nördlichen Zonen. Die frühere im 3. Bande mitgethcilto war keine dirccte,
sondern beruhte auf der Vergleichung unsrer frühesten Zonen in der Nähe
des Aequalors mit denen von B e sse l verbunden mit dor Vergleichung zwischen
den Besselscbon Grössen und denen moiner nördlichon Zonen, die ich
im 1. Bande der Bonner Beobachtungen p. XXV angeslolll habe. Die neuere
Bestimmung habe ich aus director Vergleichung der Sterne in +45° der Declination
abgeleitet, und beide stimmen fast genau überein. Das Resultat dieser
sämmtlichen Untersuchungen stelle ich in folgenden zwei Tabellen zusammen,
in doren ersteror neben den Grössen dor Durchmusterung als Argument
unter dem Buchstaben D sich unter B die entsprechenden Grössen von Bessel,
unter L von Lolande, unter A aus meinen nördlichen Zonen finden, alle
letztem bis auf llundcrllheilo angegeben, wo also eino kleinere Zahl einer
stärkern Grösso entspricht. In der zweiten Tabollo stehen noben den Hind-
schen Grössen als Argument die unsrigen, wie sie die Vergloichung der drei
Stunden 2*, 5* and 9* im .Mil toi gegeben hat. Die 9.10. Grösso habe ich
nicht mit genommen, weil sie bei den andern Beobachtern so selten vorkommt,
die stürkem als 6*■ nicht, weil der Vergleich»igspunkte zu wenige
D B L A H D
' ' 9 j0 9.10 998 9.Ö7 ’ ' 11 9.48
• 89 8.64 8.62 8.69 ' 10 9.23
8.0’ 8.19 8.00 892 9 8.74
79 7.73 742 7.55 8 799
7.0 .798 696 7.07 7 7.13
69. ; 693 694 698 6 , 6.91
6.0 697 599 6.02
Am nächsten kommen also unsre Grössen denen meinor nördlichen Zonen;
die Unterschiede sind eigentlich nur bei der 8.9. und 8. Grösse merklich,
und es ist dies insoforne ein sohr günstiger Umstand, als bekanntlich aus
meinen Grössen Herr ProfessorSlampfor den Exponenten für dio Helligkeits-
verhällnisse der verschiedenen Grössenclasson abgeleitet hat, der mit geringen
Modificalionen jetzt allgemein bei allen hierauf bezüglichen Untersuchungen
angenommen wird. Dio Besselschon Schätzungen sind allgemein etwas schwächer
als die unsrigen, und der Unterschied wächst mit der Grösse. Lalande
hat die schwächorn Sterne etwa eine Viertelgrösso schwächer geschätzt, als
wir, stimmt bei der 8ten genau mit uns überein, und hat die helleren holler
geschätzt. Hind hat viel engere Grössenclassen, als wir, wenigstens bis
zur 8. Grösse, von wo ab der Unterschied unbedeutend wird. Es hängt
dies offenbar mit dem Umstande zusammen, dass derselbe sich eines sehr
starken Fernrohres bedient hot, in dem bei den schwächeren Sternen auch
geringere Grössonunlorschiede sohr deutlich hervorlreten musston, während
der starke Lichtglanz der hellem eine genauere Unterscheidung erschwerte.
Rei den geringsten Grössen liegt es aber zum Theil auch daran,
dass unter unsern Sternen 9.10. Grösso eino grosse Zahl ä u s s e r s t schwacher
Vorkommen, die kaum der 10. Grössenciasso noch meiner Schälzungsprogression
angohöron dürften. Es ist dies eino Folge des ungleichen Zustandes
der Luft und der Eile, mit der dio Beobachtungen angcslellt worden
mussten.
Um die Sicherheit der Positionen zu prflfon, habe ich oine grosso Zahl
derselben von verschiedenen Rectascensionen und Declinationen mit der genauem
Angabo dor Catalogo verglichen, und zwar nur solche, dio bei uns
wenigstens zweimal in Comelensuchcrzonon vorkommon, und bei denen die
Positionen der oinzelnon Zonen nicht etwa so starke Abweichungen von einander
zeigen, dass sie dcsshalb, wären sio nicht durch die Catalogo consta-
tirt gewesen, besonders untersucht worden wären. Nur auf diese Weise
konnte die wirkliche Sicherheit der Charten ermittelt worden. Dass ich aber
nur die Positionen der Comelensucherzonen berücksichtigte mit Ausschluss
der genauem dor Revisionszonon, war oine Folge des Wunsches, unsre Positionen
nicht sicherer erscheinen zu lassen, als sie'Wirklich alle w en ig s
te n s es sind, und dadurch zu vermeiden, dass man nicht aus einer gefundenen
grössern Differenz künftig etwa auf eine veränderte Position schlösse.
Die untersuchten 3164 Sterne haben folgendes Resultat ergeben; es ist der
wahrscheinliche Kohlor der Position
bei DccL : 1° aus 903 Stornen in AK. 0*.701 iin Deel. 0'.439 (Bd.3. p. XXIII)
13 ' 280 „ ; „ , 0.640 . * 0.404 (Bd. IV. §. 2)
379 „ 662 „ „ „ 0.748 » » 0.420 (ebenda)
609 „ 656 „ , * 1.002 » 9 0.414 (Bd. V. §.4)
769 , 332 „ . , 1 > 1.762 » „ 0417 (cbonda)
709 „ 331 „ 8 , 2.106 „ , 0.450 (ebenda)
Für Declination ist dor wahrscheinliche Fehler überall so nnho gloicb,
dass die Unterschiede sich fast vollkommen aus dor beschränkten Zahl der
Vergleichungen erklären lassen; im Mittel aus allen wird er 0'.426. Es
wird also der Fehler untor etwa .9 Fällen nur einmal die Grösso von einer
Minute erreichen,' untor 57 Fällen die von 1'.5, unter 642 Fällen die von 2’,
unter 13000 Fällon die von 2'.5, und der Fehlor von 3' würdo dor Wahrscheinlichkeit
nach erst dann oinmnl Vorkommen, wann dio Charten 480000
Sterno enthielten. In Roclasconsion zeigt sich deutlich, wio es nicht anders
zu crwnrton war, dass der Fehler aus einem conslanten und einem mit
der Declination wachsenden zusammengesetzt ist; dieFohler bei don verschiedenen
Declinationen Inssen sich mit genügender Uebereinstimmung durch folgende
Formel darstellen: