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Aus dem Archiv der Deutsehen Seewarte — 11)03 No. 2 — 
Revolution 10.6 ist mit dem Mittelfaden identisch. Die Ausgleichung wurde graphisch gemacht, wie 
aus folgender Kurve ersichtlich ist: 
IC 3.6 4.6 5.6 6.6 7.6 6.6 9.6 10.6 11.6 12.6 13.6 14.6 15.6 16.6 17.6 18.6 19.' 
58700 
57.'90 
57780 
57770 
57760 
57750 
57740 
Die horizontale Zahlenreihe bezeichnet die Revolution, die senkrechte Zahlenreihe den Schraubenwert. 
Durch Integration über diese Kurve hin wurde eine Tabelle angelegt, in der die Zwanzigstel der einzelnen 
Revolutionen die Argumente bilden, sodati also 
j O's) = ()'m— n) ■ v— (rm—r,>) . 57763 
für r m >r b und 
f(r 6 ) = (r m - n) 57763 — (r. m — n) . v 
für r m <n, ist; wobei r m der mittleren Lage des beweglichen Fadens, seiner Lage zur Zeit der Be 
obachtung und v dem wahren Wert der dazwischenliegenden Schraubenumdrehungen entspricht. 
Die Polhöhen wurden mit dem Mittelwert 57763 einer Schraubenrevolutiou ausgerechnet und später die 
sich aus der Tabelle ergebenden Korrektionen wegen Schraubenungleichheit angebracht. 
Auswahl der Sterne. 
Es wurden 4 Sterngruppen, jede von 10 Paaren, zusammengestellt, wie es zuerst von Küstner vorge 
schlagen worden ist, weil hierbei die Bestimmung der Sternörter infolge der geringen Anzahl der Sterne 
bedeutend erleichtert wird. Allerdings hat der Gebrauch von nur 4 Gruppen gegenüber dem von mehr 
Gruppen den großen Nachteil, daß es in unseren Breiten, besonders im Herbst, oft schwierig ist, die not 
wendige Anzahl von Anschlüssen zu erhalten. 
Die einzelnen Gruppen dehnen sich auf einen Zeitraum von etwa 2 h 10'" aus, ihre Schwerpunkte fallen 
auf die Sternzeiten 6'V, 14 h , 18 k und 22 h . Sämtliche Sterne wurden der Bonner Durchmusterung eutnommen. 
Um späteren Beobachtern ein Wechseln der Gruppen oder Sternpaare zu erleichtern, wurden zunächst alle 
Sterne der B. D. mit 35° bis 64° Nord-Deklination bis zu 7.5' OT Größe (ungefähr 9000) annähernd auf 1900.0 
reduziert und für die in Betracht kommenden Rektaseensionen die Zeuithdistanzen für die Polhöhe von 
Heidelberg bestimmt, wonach dann die Auswahl getroffen wurde. 
Den Bedingungen, kleines Zeitintervall innerhalb der Sternpaare, kleine Zenithdistanzen und Zenith- 
distanzdhferenzen, geringe Größenuntersehiede der zu einem Paare gehörigen Sterne, wurde nun in folgender 
Weise entsprochen: 
Sternpaar 
G 
— «s) 
ruppe 
Z n +Z s 
6 k 
(Die Werte g 
±(#i»-Ws) ‘ 
eiten für 1900.0.] 
Stern paar 
C 
±(«»—«s, 
truppe 
Zn~hZs 
14 h 
±(m n —m s ) 
2 
2 
"il *S 
1 
7*48* 
+8Í8 
0.5 
1 
4"44* 
3° 38' 
+479 
1.4 
2 
4 13 
6 39 
-7.4 
0.6 
2 
5 35 
7 59 
—2.9 
1.5 
3 
5 44 
1 32 
+1.8 
0.2 
3 
7 17 
1 39 
+6.1 
0.5 
4 
7 14 
13 20 
+4.8 
1.0 
4 
5 4 
G 51 
-1.1 
0.4 
5 
5 49 
7 35 
+5.0 
0.0 
5 
5 31 
9 55 
+3.8 
0.8 
6 
3 34 
9 52 
-2.7 
0.6 
6 
6 54 
6 32 
-6.0 
0.2 
7 
5 29 
8 50 
+0.6 
0.5 
7 
3 33 
4 40 
-3.1 
0.2 
8 
7 52 
12 10 
+0.9 
0.1 
8 
5 37 
5 55 
-4.0 
0.9 
9 
3 54 
3 23 
—8.2 
0.1 
9 
4 45 
2 24 
-0.5 
0.7 
10 
4 8 
5 14 
+3.4 
0.5 
10 
6 13 
12 37 
+6.5 
0.6