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Zone o° eis -f- 20° Declination. 
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Es ist hier noch einzuschalten, dass sich unter unseren sämmtlichen Zonensternen nur 5 be 
finden, die in der B.D. heller als 2. Grösse .sind. Diese haben wir gänzlich von den Beobachtungen 
in den Zonen ausgeschlossen und ihre Helligkeiten aus Nr. 30 der Potsdamer Publicationen (Seite 235), 
nach Hinzufügung einer kleinen Correction, entnommen. Von den dort angegebenen 56 Sternen, 
welche bei den Planetenmessungen als Vergleichsobjecte benutzt wurden, finden sich 24 auch unter 
unseren Zonensternen, und die Vergleichung der entsprechenden Grössenangaben zeigt, dass, abgesehen 
von den zufälligen Unterschieden, zwischen den beiden Systemen eine constante Differenz von 0.19 
Grössenclassen besteht, um welchen Betrag die in Publ. 30 angegebenen Helligkeitswerthe zu ver- 
grössern sind, um sie auf das hier zu Grunde liegende System zu übertragen. 
Was die Zenithdistanzen anbelangt, bei denen die Zonensterne beobachtet wurden, so war bei 
den Messungen mit Phot. D in erster Linie die bequeme Stellung des Beobachters massgebend. I111 
allgemeinen ist die Vorschrift befolgt worden, die zu einer Zone gehörigen Fundamentalsterne nicht 
weiter als 3 Stunden ausserhalb des Meridians zu beobachten und, wenn irgend möglich, keinen Stern 
bei einer grösseren Zenithdistanz als 6o° zu messen. Nur in ganz wenigen (6) Fällen konnte diese 
Vorschrift nicht innegehalten werden, und die grösste Zenithdistanz, die überhaupt in unseren Zonen 
vorkommt, ist 6385 ; die kleinste Zenithdistanz (für einen Stern von 20° Declination im Meridian) be 
trägt 32?4. Die meisten Sterne sind bei mittleren Zenitlidistanzen zwischen 40° und 50° beobachtet 
worden, und die Reductionen wegen der Extinction des Lichtes erreichen daher niemals grosse Be 
träge. Innerhalb ein und derselben Zone ist die Differenz zwischen grösster und kleinster Zenitli- 
reduction in den meisten Fällen kleiner als 0.1 und in keinem Falle grösser als 0.2 Grössenclassen. 
Bei dem weitaus überwiegenden Theil der Zonen haben wir ausser den Messungen auch 
noch Helligkeitsschätzungen der Sterne ausgeführt, in erster Linie aus dem Grunde, um uns in 
derartigen Schätzungen Uebung zu verschaffen, dann aber auch, um noch sicherer die Gefahr von 
\ erwechslungen zu vermeiden. Weiteren Werth können solche Schätzungen neben exacten photo 
metrischen Messungen auf keinen Fall beanspruchen, und wir haben deshalb dieselben weder veröffent 
licht, noch auch den Versuch gemacht, sie irgendwie zu verwerthen. In der »Harvard Photometry« 
ist ein ungeheures Material von »eye estimates« neben den photometrischen Resultaten mitgetheilt, 
es ist aber nicht ersichtlich, zu welchem Zweck. Beide Reihen ergänzen sich in keiner Weise, und 
die Unsicherheit der Schätzungen erreicht so enorme Beträge, dass an eine Benutzung der daraus 
gefolgerten Helligkeiten gar nicht zu denken ist. 
Auf Farbenschätzungen der Sterne hatten wir für den vorliegenden ersten Theil unseres Zonen 
unternehmens anfangs verzichtet, weil solche bereits in der spectroskopischen Durchmusterung vor 
handen w T aren; erst später haben wir noch regelmässig nach der oben angegebenen Scala von 7 Stufen 
die Farben geschätzt, um ein Urtheil darüber zu gewinnen, welche Genauigkeit die früheren Farben 
angaben beanspruchen dürfen, ferner ob die Benutzung verschiedener Instrumente einen Einfluss auf 
die Schätzungen ausübt, und ob sich die Auffassung der Beobachter im Laufe der Jahre geändert hat. 
Aus der Betrachtung des neuen Materials ergab sich zunächst, dass zwischen den beiden Beobachtern 
kein persönlicher Unterschied besteht, ferner zeigte die Vergleichung mit den früheren Werthen, dass 
bei 924 gar keine Differenz vorkommt 
bei 585 eine Differenz von 1 Stufe 
bei 38 » » »2 Stufen 
bei 2 » » » 3 » 
bei 1 » » » 5 » 
Differenzen von 1 Stufe sind ohne weiteres zulässig, da ausserordentlich viele Sterne sich 
ebenso gut in die eine wie in die nächstliegende Abtheilung einordnen lassen; jedenfalls beweist der 
unter 1550 Sternen