dass 14 Sterngruppen (zu etwa 5 Sternen jede) längs des Aequa- tors und 13 Gruppen in 40° Declination gebildet und die betreffen den Sterne möglichst oft und immer zwei Nachgruppen unmittel bar nach einander beobachtet wurden. So wurde in der Aequa- torzone Gruppe M 2 mit Jf,, mit HI 2 u. s. w. verbunden und ähnlich in der Nordzone m„ mit m i etc. Ferner wurden auch Gruppen der einen an solche der anderen Zone angeschlossen und auf diese Art ein System von sehr sicher auf einander re- ducirbaren Vergleichsternen (63 -|- 69 = 132 Sterne) erlangt. Diese Sterne dienen nun als Grundlage für die Berechnung und Zusammenfassung der einzelnen Messungsreihen, deren jede mehrere der Vgl. St. enthält. Die Reduction geschieht nach der Formel: logA = 21ogsin J-j-(secz— l)log ——\-R-\-dR V \ogh ist der Intensitätslogarithmus, J die Ablesung am Intensi tätskreis, z die Zenithdistanz (am Instrument abzulesen), log der Extinctionscoefficient, R die Reduction der Reihe auf die Normalskala, dR die Veränderlichkeit dieser Reduction während der Dauer der Messungsreihe, oder die Veränderlichkeit der Lampe: dieses Glied brauchte in keiner einzigen Reihe berück sichtigt zu werden, nur in 10 Reihen konnte man es etwa als vorhanden vermuthen, sein Werth lag aber stets unterhalb der Unsicherheit der Messungen selbst. R ist eine noch ganz unbe kannte Function einer grossen Anzahl besonders meteorologischer Verhältnisse; sicher ist, dass die Helligkeit des Himmelsgrundes keinen Einfluss hat, da sie auf den künstlichen Stern wie auf den natürlichen gleichmässig einwirkt. In einem besonderen Kapitel wird die Extinction des Lichtes durch die Atmosphäre besprochen und die Arbeiten von Seidel, Dr. Müller (Potsdam), Laplace und Stampfer (letzterer in einem Briefe an Argelander 24. Februar 1853) verglichen. Die den verschiedenen Theorien entsprechenden Curven weichen in grösseren Zenithdistanzen stark von einander ab; die Laplace- sche ist die steilste, darauf folgt die von Stampfer, die von