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Müller und Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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Der grösste vorkommende Fehler ist demnach 0.03 Grössenclassen. Wenn man nun bedenkt, 
dass in jede Gleichung 12 einzelne Werthe eingehen, Avelche alle um 0.005 fehlerhaft sein können, 
so ist klar, dass sich selbst grössere Differenzen als 0.03 dadurch erklären liessen. Man darf daher 
wohl sagen, dass die Normalgleichungen durch unsere Sternhelligkeiten vollkommen dargestellt werden, 
und dass also das Näherungsverfahren dasselbe Resultat geliefert hat, wie die sehr viel mühsamere 
Auflösung der Gleichungen nach der Methode der kleinsten Quadrate ergeben haben würde. 
Auf Grund der ganzen vorstehenden Darlegungen über die Genauigkeit der Resultate glauben 
wir behaupten zu dürfen, dass die relativen Helligkeiten unserer Fundamentalsterne, abgesehen von 
einer eventuellen Correction des ganzen Systems, bis auf 0.05 Grössenclassen sicher bestimmt sind. 
Diese 144 Sterne bilden daher ein sehr genaues und homogenes Material, von dem wir hoffen, dass es, 
ausser zu dem vorliegenden Zwecke, auch anderen Beobachtern mitunter gute Dienste leisten wird. 
Es bleibt schliesslich nur noch zu zeigen, in welcher Beziehung unser System zu dem der B.D. 
steht. Dazu kann Tabelle V dienen, in welcher die Differenzen der beiderseitigen Werthe im Sinne 
»P.— B.D.« eingetragen sind. Wie man sieht, sind die Differenzen zum Theil recht erheblich, sie 
steigen bis auf -f- 0.8g und —0.76; diese starken Abweichungen dürften aber wohl fast ganz durch 
zufällige Fehler der B.D. zu erklären sein. Die mittlere Differenz, absolut genommen, ist = 0.27 
Grössenclassen und die Summe aller Differenzen = o.co. Endlich ist das Mittel aus den Sterngrössen, 
sowohl bei uns als bei der B.D., = 6.02, so dass sich also unser System bei einer Helligkeit von 6.0 
genau an das der B.D. anschliesst.