Internationale Längenverroessung’ 1933 
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eine Reihe AUi—AU von verschiedenen Sternen. Einige davon sind nur einmal, andere mehrfach 
beobachtet worden. Das Mittel aus sämtlichen Werten wird gebildet, und zwar unter einfacher 
Berücksichtigung der Anzahl der Einzelbeobachtungen. Dieser Mittelwert gilt nicht etwa nur für das 
Mittel aus sämtlichen Deklinationen, sondern definitionsgemäß für das ganze Intervall. Für den Schwer 
punkt der Deklination ist seine Gültigkeit nur am wahrscheinlichsten. Es läßt sich auch angeben, 
wie genau dieser Mittelwert bestimmt ist. Denn die mehrfach beobachteten Sterne erlauben es, einen 
durchschnittlichen Wert der Abweichung der Einzelbeobachtung von ihrem Mittelwert zu berechnen. 
Wenn nämlich in einem Intervall für m mehrfach beobachtete Sterne ein solcher durchschnittlicher 
Wert der Abweichung di vorhanden ist, der jeweils aus r, Beobachtungen abgeleitet worden ist, so ist 
— 1 253 1/— l ) das Maß der Genauigkeit, mit dem der Mittelwert aller AUi—AU in diesem 
m ' Vi—1 
Intervall gilt. Diese Zahl ergibt auch ein äußeres Maß der Genauigleit für die Beobachtung eines 
1/ vT 
Sterns, denn indem man sie mit | 2 ^ multipliziert, erhält man den mittleren Fehler einer Beobachtung 
eines Sterns der betreffenden Deklination, diesmal aber aus äußeren Vergleichen gewonnen. Die Tabelle 6 
enthält eine Zusammenstellung der so ermittelten Werte, die nach der Formel (F030 V secd bzw. 
0*035 V seed einigermaßen konstante Werte ergeben. Daß die Genauigkeit nach höheren Deklinationen 
hin nicht mit dem sec d abnimmt, ist auch anderweitig bei Meridianbeobachtungen festgestellt worden. 
Die größere Ungenauigkeit bei Mitnahme der UÄ'-Sterne, die wiederum auffällt, erklärt sich durch deren 
ungenaue Beobachtung — die beiden letzten Werte sind für die Formel 01035 V seed auch nicht 
berücksichtigt —, die auf dem Umweg über die Ausgleichung auch die Reste AUi — AU aller anderen 
Sterne verfälscht, wie schon bei Betrachtung der inneren Genauigkeit der Zeitbestimmung und der 
Werte A U festgestellt wurde. 
Die Werte g selbst bedeuten die Genauigkeit der Reste, die der Bestimmung der e fi und des b zu 
grunde gelegt werden sollen, für ein Intervall, sind also das Maß der Genauigkeit, mit der sich die 
Einwirkung beider für das Intervall bestimmen läßt. Die Genauigkeit für den Schwerpunkt dürfte größer 
sein. Sie sollte theoretisch sogar g\ X V ‘ • ' sein, wenn A die Anzahl der Einzelwerte bedeutet, die für 
' m A 
das Intervall zusammengefaßt wurden. Aber diese Fehlerbetrachtungen haben insofern doch nur bedingt 
Berechtigung, als die Katalog-fehler der Sterne schädigend eingehen und damit systematische Fehler 
hereinbringen. Auch die Bewegungsfehler der einzelnen Beobachter, die bei einzelnen hellen Sternen 
durch eine Helligkeitsgleichnng verändert sein können (obwohl bei der Beobachtung solcher Sterne 
natürlich Blenden Verwendung finden), wirken noch vergrößernd auf die Unsicherheit. 
Die Bildung der Mittelwerte der A Ui — AU geschah wie bemerkt in zwei gesonderten Gruppen, 
einmal ohne und dann mit Berücksichtigung der UK-Sterne. Zeitbestimmungen mit 6 oder weniger Sternen, 
wie sie bei unsicherem Wetter gelegentlich Vorkommen, wurden nicht berücksichtigt. Die ersteren Mittel 
werte sollen vi heißen, die letzteren Bei den r,- wurde jede Gruppe aus etwa 50 Einzelwerten zusammen 
gefaßt. Südlich vom Zenit entstehen 13 Gruppen, die erste den Bereich von 1?0 bis 9?9 nördlicher 
Deklination umfassend, die folgenden durchschnittlich von 3 J, c Umfang. Nördlich vom Zenit liegen 
10 Gruppen, davon 9 bis 77?3, durchschnittlich ein Gebiet von 2-|° umfassend, die letzte von 77?3 bis 87? 1. 
Der Schwerpunkt der Deklinationen gilt als für die Deklination maßgebend. Dies ist bei Aufstellung der 
Tabelle 4 bereits berücksichtigt worden, indem diese Tabelle im Hinblick auf die 23 Gruppen der 
Untersuchung ohne UK-Sterne und auf die 16 Gruppen der Untersuchung mit U K- Sternen aufgestellt 
wurde. Tabelle 6 ist für die Deklinationsschwerpunkte beider Untersuchungen gebildet. Die 16 Gruppen 
di /',• 
l ) th ist die durchschnittliche Abweichung, der mittlere Felder einer Beobachtung somit 1.253 —/ — ——, der mittlere 
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Fehler des Mittels für einen Stern also 1.253 r _ r - . 
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