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Zone o° bis -}- 20° Declination. 
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Beobachtungsabends gemessen waren, und bei denen vielleicht deswegen am ehesten Unregelmässig 
keiten zu erwarten wären, Aveil bei ihnen gewöhnlich die Photometerlampe erst ganz kurze Zeit 
gebrannt hatte. Die Zahl dieser Zonen beträgt 296, und zwar haben die Abweichungen der Anfangs 
messungen vom Gesammtmittel bei 156 Zonen das positive, bei 140 Zonen das negative Vorzeichen. 
Eine ebenso gleichmässige Vertheilung der Vorzeichen findet bei den Messungen in der Mitte und 
am Ende statt, und es folgt daher, dass diese Zonen sich nicht anders als die übrigen verhalten. 
Die Abweichungen der Einzelmittel der Vergleichsterne von dem Hauptmittel lassen sich noch 
zu einer Untersuchung über die Genauigkeit der Vergleichsternbeobachtungen verwerthen. Nach den 
vorangehenden Erörterungen kann man die Messungen am Anfang, in der Mitte und am Ende der 
Zone, zwischen denen durchschnittlich ein Zeitraum von 15 bis 20 Minuten liegt, als durchaus unab 
hängig von einander betrachten; sie sind nur insofern unter besonders günstigen Umständen angestellt, 
als im allgemeinen der Luftzustand hei ihnen der gleiche ist. Berechnet man den w. F., der Ein- 
Zv 
fachheit wegen, nach der Formel r— ±0.8453 , wo Zv die Summe der Abweichungen, 
V n ( n — m) 
n die Gesammtzahl der benutzten Werthe und m die Anzahl der verwendeten Zonen bedeutet, und 
führt die Rechnung getrennt für die beiden Photometer C und I) durch, so findet man, in Grössen- 
classen ausgedrückt, für Phot. C: r — ± 0.046 und für Phot. D : r= ±0.038. Diese Werthe beziehen 
sich auf das Mittel je zweier Vergleichsterne. Für den w. F. einer einzelnen Vergleichsternbeobachtung 
in den Zonen erhält man daher bei Phot. C: r = ± 0.065 und bei Phot. D: r — ±0.053, beides 
Werthe, die jedenfalls als ein erfreulicher Beweis für die Genauigkeit unserer Messungen, soweit 
dieselbe von der blossen Unsicherheit der Einstellungen abhängt, angesehen werden können. 
Die wichtigste Untersuchung, die sich unmittelbar an die Zusammenstellung der Zonen knüpfen 
lässt, bezieht sich ebenfalls auf die Hauptsterne und zwar auf die Vergleichung der aus den Zonen 
hervorgehenden Helligkeitsdifferenzen je zweier mit den im ersten Abschnitt dieser Arbeit abgeleiteten 
und durchgängig zur Reduction benutzten Werthen derselben. Einige Vergleichsternpaare, namentlich 
solche in sehr sternreichen Gegenden, sind hei einer grossen Anzahl von Zonen zur Verwendung 
gekommen, und ihre Helligkeitsdifferenz lässt sich daher mit ausserordentlich grosser Sicherheit aus 
den Zonen bestimmen. Andere Paare, insbesondere die bei Phot. C benutzten, kommen zwar nur 
selten vor, aber die Werthe sind infolge der dreimaligen Beobachtung am Anfang, in der Mitte und 
am Ende der Zone an und für sich schon ziemlich sicher und können daher gleichfalls auf ein gewisses 
Vertrauen Anspruch machen. Jedenfalls giebt die Betrachtung der aus den Zonen abgeleiteten 
Helligkeitsdifferenzen der Hauptsterne ein vortreffliches Mittel an die Hand, die Zuverlässigkeit der 
zu Grunde gelegten, auf anderem Wege ermittelten Helligkeiten derselben zu controliren und zu 
prüfen, ob die Beobachter im Laufe der Zeit die HelligkeitsVerhältnisse in gleicher Weise beurtheilt 
haben. Letzterer Punkt ist um so wichtiger, als ein grosser Theil der Zonenbeobachtungen später 
ausgeführt ist, als die zur Bestimmung der Hauptsterne angestellten Messungen. Die folgende 
Tabelle VII enthält eine Zusammenstellung der aus den Zonen abgeleiteten Vergleichsterndifferenzen 
und zwar getrennt für die mit Phot. C beobachteten ungeraden und für die mit Phot. D gemessenen 
geraden Nummern. Es sind nur solche Zonen verwerthet worden, bei denen die betreffenden Ver 
gleichsterne am Anfang, in der Mitte und am Ende Vorkommen, und bei jedem Paar sind für beide 
Beobachter die Mittel aus allen Bestimmungen, in Grössenclassen ausgedrückt, gebildet worden. Diese 
Mittelwerthe, zugleich mit Angabe der Anzahl der verwendeten Zonen, sind in den Columnen 2—5 ange 
führt. In Columne 6 findet sich das Mittel aus allen Bestimmungen und daneben steht die Helligkeits 
differenz, welche für das betreffende Paar aus den in Tabelle V (Seite 116 u. 117) mitgetheilten Werthen 
hervorgeht. Die letzte Columne endlich giebt die Unterschiede zwischen den beiden Werthsystemen an.