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Müller und Kempf, Photometrische Durchmusterung 
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Umstand, dass unter den 585 Abweichungen von 1 Stufe fast ebenso viele in dem einen wie in 
dem anderen Sinne liegen, zur Genüge, dass diese Abweichungen rein zufälliger Art sind, und dass 
eine systematische Aenderung in den Schätzungen nicht stattgefunden hat. Differenzen von 2 und 
mehr Stufen sind nicht mehr erlaubt und deuten auf Versehen bei den Schätzungen oder auf Ver 
wechslungen hin. Bei den Abweichungen von 2 Stufen halten wir das Mittel aus den alten und neuen 
Angaben für den plausibelsten Werth. Bei den grösseren Abweichungen haben wir nach nochmaliger 
Revision die neuen Werthe bestätigt gefunden; die stärkste Abweichung von 5 Stufen erklärt sich 
durch einen Druckfehler in der spectroskopisclien Durchmusterung. Im allgemeinen ist das Resultat 
der Vergleichung zwischen den alten und neuen Schätzungen ein befriedigendes zu nennen, und wir 
haben uns daher für berechtigt gehalten, für unseren photometrischen Catalog die Farbenangaben der 
spectroskopischen Durchmusterung zu acceptiren und nur in den 41 Fällen, wo die neuen Schätzungen 
um mehr als 1 Stufe von den früheren abwichen, Verbesserungen eintreten zu lassen. Nähere An 
gaben darüber wird der folgende Abschnitt enthalten. 
Unter den 3522 Objecten, welche unser Catalog umfasst, finden sich 29, welche insofern 
nicht programmmässig sind, als sie in der B.D. schwächer als 7.5 geschätzt sind; sie wurden ge 
legentlich mitgenommen , weil sie in der Nähe von Zonensternen standen und durch Farbe oder 
Helligkeit irgendwie auffallend waren. In den meisten Fällen sind wir auf diese Objecte durch die 
spectroskopische Durchmusterung aufmerksam gemacht worden, welche eine grosse Anzahl solcher 
nicht programmmässigen Sterne enthält. 
Schwierigkeiten beim Beobachten bereiteten gewöhnlich die Doppelsterne, insbesondere die 
jenigen, welche sich bei guter Luft eben noch trennen liessen, bei unruhiger Luft dagegen wie 
ein einziger Stern erschienen. Wenn es irgend anging, haben wir die Componenten einzeln beobachtet; 
doch ist die Unsicherheit in diesem Falle fast ebenso gross, als wenn wir gezwungen waren, das 
ganze System als einen Stern zu messen. Ohne Zweifel werden die Beobachtungen am Zöllner’sclien 
Photometer durch die Nähe von anderen Sternen beeinflusst, und es können aus diesem Grunde 
Messungen von Doppelsternen, bei denen der Begleiter nicht sehr schwach ist, keinen Anspruch 
auf grosse Genauigkeit machen. Wir haben daher im voraus grössere Abweichungen bei unseren 
Doppelsternmessungen für zulässig erachtet und haben auf den Versuch verzichtet, durch Vermehrung 
der Beobachtungen bessere Helligkeitsangaben zu erhalten. Bei allen übrigen Zonensternen hatten 
wir von vorn herein als Grenze, bis zu welcher wir Abweichungen zwischen den Resultaten der 
beiden Beobachter noch für statthaft halten wollten, den Betrag von 0.3 Grössenclassen festgesetzt. 
Alle Sterne, bei denen sich nach zweimaliger Beobachtung grössere Unterschiede zeigten, wurden auf 
eine Revisionsliste gesetzt und, in Revisionszonen zusammengefasst, von jedem Beobachter noch ein 
mal gemessen. In den meisten Fällen zeigten diese Controlmessungen, dass die eine der beiden ur 
sprünglichen Beobachtungen mit einem stärkeren Fehler behaftet war, sei es infolge ungenauer 
Messung oder wegen schlechter Luftbeschaflenheit; in einzelnen Fällen aber wichen die neuen 
Messungen von beiden früheren Resultaten ab, so dass die Möglichkeit einer Veränderlichkeit nicht 
ausgeschlossen schien. Solche Sterne sind unter Umständen noch mehrere Male gemessen worden. 
Die Gesammtzahl der Revisionssterne beträgt 126, also etwa 3.6 Procent aller Sterne; mit Rücksicht 
auf die ziemlich eng festgesetzte Genauigkeitsgrenze muss diese Zahl als sehr klein bezeichnet werden 
und ist ein erfreulicher Beweis für die Zuverlässigkeit unserer Helligkeitswerthe. 
Im folgenden sind unsere sämmtlichen Zonenbeobachtungen mitgetheilt, in derselben Reihen 
folge, wie sie angestellt wurden, und mit Angabe jeder beobachteten Zahl, um eine Controle aller 
Resultate zu ermöglichen. Für die programmmässige Durchbeobachtung sämmtlicher Sterne sind 
601 Zonen erforderlich gewesen. Jede Zone ist dabei zweimal und zwar je einmal von jedem 
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