18 
19 
Zone o° bis -f- 20° Declination. 
19 
I 
1900.0 
4 - 59 ° 
47 ' 
6.8 
4-61 
11 
6.6 
-i-60 
3 
3-3 
4-59 
30 
8.0 
4-61 
7 
3 -° 
4-61 
38 
7-3 
-U63 
2 
5-3 
4-61 
48 
> 9-7 
4-56 
35 
3-5 
4-59 
11 
.6.0 
4-59 
52 
2.9 
4-61 
48 
;8.6 
+ 58 
33 
1.2 
4-59 
26 
► 4-6 
4-58 
57 
7-4 
4- 60 
41 
i5- x 
4-62 
20 
2.2 
4-59 
34 
> 9-5 
+ 57 
35 
6.7 
+ 58 
29 
>8.7 
+ 57 
36 
;6.2 
+ 59 
12 
26.7 
4~6i 
38 
53 - 1 
4-62 
1 
^ 5-3 
+ 58 
57 
>8.6 
4-60 
15 
24.8 
4-6o 
28 
> 4-4 
+ 61 
58 
18.9 
+ 59 
42 
1.1 
4- 60 
25 
4-62 
55 
8.2 
4-6o 
8 
13-4 
+ 56 
58 
7 -° 
4~6i 
17 
53-9 
4-6i 
57 
9.9 
4-6o 
23 
56.7 
4-62 
26 
[8.4 
+ 57 
27 
) 4 -° 
+ 58 
35 
9.9 
4~6i 
46 
12 .9 
+ 57 
13 
3-9 
4-62 
3 i 
14-5 
4-6o 
14 
I.C 
+ 59 
23 
+ 63 
4 
2-9 
+ 59 
11 
\2.2 
+ 58 
6 
5-3 
+ 59 
7 
Die nächste Aufgabe war nun, die Helligkeit dieser Sterne mit möglichster Genauigkeit zu 
ermitteln. Um dabei zugleich eine feste Verbindung der einzelnen Gürtel unter einander zu erreichen, 
wurde bestimmt, dass jeder Stern erstens mit den beiden Nachbarsternen desselben Gürtels und ausser 
dem mit je zwei Sternen (einem hellen und einem schwachen) der beiden anderen Gürtel verglichen 
werden sollte. Auf diese Weise entstanden zwischen den 144 Sternen im Ganzen 9 X 48 = 432 ver 
schiedene Combinationen, aus denen dann die einzelnen Helligkeiten abzuleiten waren. Die Aus 
wahl dieser Verbindungen wurde so getroffen, dass die betreffenden Sterne zu der für die Beobachtung 
günstigen Zeit möglichst gleiche Zenithdistanz hatten. So wurden die Sterne des ersten Gürtels mit 
solchen des zweiten bezw. dritten verglichen, welche gegen jene eine AR-Differenz von etwa 3 bezw. 
5 Stunden besassen. Für Verbindungen von Sternen des zweiten und dritten Gürtels wurde eine 
AR-Differenz von ungefähr 2 Stunden innegehalten. Infolge dessen dürfte der Einfluss des Extinction, 
so weit er gesetzmässig ist, vollständig eliminirt sein. An der Hand der Beobachtungen wird sich 
dies weiter unten noch ausführlicher nach weisen lassen. 
Für das Photometer D in Verbindung mit dem Steinheil’schen Refractor waren die Sterne mit 
ungeraden Nummern zu hell; es wurde deshalb zunächst versucht, die gesammten Messungen mit 
Photometer Ci auszuführen. Indessen stiessen wir hier bald auf Schwierigkeiten. Einmal war es 
sehr unbequem, dass wegen der azimuthalen Aufstellung des Instrumentes jeder Stern mittelst einer 
Einstellungstafel gefunden werden musste, dann aber machte sich bei den schwachen Sternen vor allem 
die Besorgniss geltend, dass sehr leicht Verwechslungen stattfinden könnten, wenn nicht eine ganz 
unverhältnissmässig grosse Zeit auf die Identificirung der Sterne verwendet werden sollte. Wir haben 
daher mit diesem Instrumente nur wenige Messungen von Vergleichsternen ausgeführt und sind dann 
doch wieder zum Photometer D zurückgekehrt. Um dasselbe aber an dem Steinheil’sehen Refractor 
verwenden zu können, musste die Helligkeit der Sterne durch Abblenden des Objectivs verringert 
werden. Dies geschah anfangs mit einer kreisförmigen Blende, deren Durchmesser ca. 0.6 der freien 
Objectivöffnung betrug, bald aber in correcterer Weise durch eine sectorförmige Blende. Dieselbe be 
stand aus zwei gegen einander verstellbaren Scheiben, aus denen, symmetrisch angeordnet, vier Sectoren 
von je 60 0 herausgeschnitten waren, so dass jede Scheibe 4 X 30° abblenden konnte. Man war durch 
Drehung der Scheiben gegen einander somit im Stande, zwischen y 3 und 2 / 3 jeden beliebigen Bruch- 
theil des Objectivs abzublenden. Die Blenden wurden nun der jeweiligen Durchsichtigkeit des Himmels 
entsprechend stets so eingestellt, dass die schwächsten der zu beobachtenden Sterne Ablesungen am 
Photometerkreise ergaben, die möglichst nicht unter 12 0 lagen. Da die grösste zu messende Flellig- 
keitsdifferenz ungefähr 2.5 Grössenclassen betrug, so wurde danach für die hellsten Sterne eine Ab 
lesung von etwa 40 0 erhalten. Es konnten also sämmtliche Sterne unter sehr günstigen Bedingungen 
gemessen werden. 
Da kein Gehülfe zur Verfügung stand, mussten die Beobachter sich in die verschiedenen 
Functionen theilen, und zwar war dies so geregelt, dass der jedesmalige Beobachter nur die Ein 
stellung am Rectascensionskreis machte, während der Andere die Stundenwinkel ansagte, die Decli- 
nation einstellte, die Kuppel drehte und die Beobachtungen sowie die Zeit notirte. Das Drehen der 
Kuppel war, besonders im Winter, wo durch die Kälte die Beweglichkeit derselben häufig beeinträch 
tigt war, eine sehr lästige Zugabe, um so mehr, als wir nicht etwa längere Zeit an einer Stelle be 
obachteten, sondern im Gegentheil, um die Sterne aller drei Gürtel möglichst gleichzeitig zu bestimmen, 
an jedem Abende stets alle neun Verbindungen zwischen denselben beobachteten, so dass wir dadurch 
fortwährend in andere Azimuthe am Himmel geführt wurden. Um die Messungen gleichmässig über 
die einzelnen Combinationen zu vertheilen, hatten wir ein Schema aufgestellt, welches, wenn irgend 
möglich, versucht wurde einzuhalten. Bezeichnet man die Beobachtung eines Sterns aus dem 1., 2.