gen 
hon 
‘ven 
iber 
ung 
ung 
her, 
der 
iufe 
ppe 
der 
von 
zeit) 
'oll- 
be- 
gen 
ifel, 
Per- 
Zu- 
als 
/ eit- 
der 
hen 
ein- 
ung 
der 
ver- 
«her 
irch 
; es 
der 
keit 
vird, 
lich 
sich, 
tung 
:iten 
hem 
ennt 
353, 
Persönliche Gleichung. 381 
und Zusammenstellung von Erinnerungsbildern behufs eines Urtheils eine constante 
Rolle spielen; derjenige Theil, der von diesen psychischen Elementen abhängig 
ist, kann auch durch Uebung nicht weggeschafit werden, und erklärt eben die 
abnorm grossen Reactionszeiten. 
Die Abhängigkeit der persönlichen Gleichung von Instrumenten, vom Faden- 
netze, von der Beleuchtung ist nunmehr nach dem Früheren ohne Weiteres zu 
erklären. 
Eine mitunter auftretende negative persónliche Gleichung (M. C. Worr, 
dessen ausführliche Arbeit früher erwáhnt wurde, beobachtete um 0*1 zu früh), 
erklärt sich durch die muskulire Reactionszeit; sie kann nur auftreten, wenn 
die Aufmerksamkeit bei einem erwarteten und vorherzusehenden Phànomen (ein 
stetiges Lichtbild und eine Fadengruppe), auf das reagirende Organ gerichtet ist. 
Bei Lichtblitzen, plótzlich einsetzenden Geráuschen u. s. w. ist eine solche un- 
denkbar und auch thatsáchlich noch nicht beobachtet. 
Bei Durchgangsbeobachtungen im ersten Verticale ist übrigens noch daran 
zu denken, dass die Sterne die Füden nicht senkrecht, sondern schief passiren, 
und zwar um so schiefer, je kleiner ihre Zenithdistanz ist; es wird daher die per- 
sónliche Gleichung eine Function der Zenithdistanz und kann allgemein in die 
Form gebracht werden: 
= a + ol» + ccos + d sin, 
wobei £ die Zenitdistanz des betrachteten Sternes ist, und der Ausdruk £ die 
Correction der Durchgangszeit in dem Faden fiir einen gewissen Beobachter be- 
deutet; das Glied {” enthilt je nach dem Werthe von m ein der Zenithdistanz 
proportionales oder umgekehrt proportionales Glied. Dieser Ausdruck für § ist 
in die Formeln für das Passageninstrument im ersten Vertical (pag. 362) einzu- 
setzen. 
Im Jahre 1864 hatte ARGELANDER bemerkt!), dass er Sterne bis zu 9-1 ter 
Grôsse durch alle Gróssenklassen gleichmässig, Sterne von 9:2 ter Grösse an durch 
alle folgenden Grossenklassen etwas früher und zwar ungefáhr 0*15, beobachtete, 
und eine ähnliche Bemerkung machte GiLL?) und H. G. VAN DE SANDE BAKHUVZEN 3). 
GirL fand, dass an die schwücheren Sterne eine Correction von 0*017 für jede 
Gróssenklasse anzubringen wáre; BAKHUVZEN fand für registrirte Beobachtungen 
denselben Werth, für Auge- und Ohrbeobachtungen einen etwas anderen, und 
zwar für schwache Sterne (Unterschied zwischen 7:8 und 5:3^) 07039, für helle 
(Unterschied zwischen 5:5 und 8:07) gleich 0099. SCHABERLE fand aus seinen 
Beobachtungen) die Verfrühung für jede Gróssenklasse 07022 und ähnlich 
andere Beobachter. Die Beobachtungen hierzu werden angestellt, indem vor 
dem Objective ein Diaphragma oder eine Gitterblende angebracht wird; durch 
diese werden helle Sterne abgeblendet, und sie kónnen an einer Reihe von 
Fäden ohne Blendung, an den übrigen Fäden entsprechend geschwächt beobachtet 
werden. 
Da man die Beobachtung des Durchganges an die Auffassung der Bisection 
der Sternscheibe knüpft und die Erfassung der Bisection um so leichter wird, je 
kleiner das Scheibchen ist, so dürfte es sich bei der Beobachtung der helleren 
1) »Ueber die Bonner und Leidner Beobachtungen der Egeria in der Opposition des Jahres 
1864«, Astronomische Nachrichten Bd. 74, pag. 263. : 
2) Monthly Notices Bd. 39, pag. 434. 
3) Astronomische Nachrichten Bd. 95, pag. 87, und Vierteljahrschrift der Astronomischen 
Gesellschaft Bd. 14, pag. 408. 
*) Astronomische Nachrichten Bd. 134, pag. 129.