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Die selbst jetzt noch Statt findenden Zweifel über den numerischen Werth manches Reduk- 
tionselements werden geschwünden sein. Allein wird je eine Zukunft erscheinen, die von der 
ihrigen nicht Aehnliches zu erwarten berechtigt ist? Oder hätten Copernieus, Kepler und 
Newton warten sollen, bis unser oder ein noch späteres Jahrhundert die Data, welche sie be- 
durften, in äusserster Schärfe darbieten konnte ? 
Wenn man die Bahn eines Fixsterns um das allgemeine Centrum 'nach ähnlichen Formeln 
wie die eines Planeten oder Kometen um die Sonne, berechnen will, so wird man nach 
10000 Jahren noch immer nicht genügende Data besitzen, und selbst eine zehnfach grössere 
Genauigkeit und Sicherheit, als jetzt die besten Instrumente gewähren, wird zur Beschleunigung 
dieses in grauester Ferne liegenden Zeitpunktes wohl nur wenig beitragen können. Davon 
also konnte keine Rede sein. 
Vielmehr redueirt sich die Hauptfrage dahin: ob es möglich sei eine Region des Himmels 
zu ermitteln, in welcher möglicherweise der Centralpunkt gesucht werden kann und in 
der sich ein Minimum der durchschnittlichen eignen Bewegungen bestimmt nachweisen lässt. 
Bahnberechnungen im eigentlichen Sinne sind hierzu glücklicherweise nicht erforderlich, wohl 
aber eine möglichst scharfe und über viele Sterne des gesammten Firmaments sich erstreekende 
Untersuchung der Eigenbewegungen selbst. Ist die jetzt erreichbare Schärfe zu dieser Auf- 
gabe genügend ? 
Die Reduktionselemente der Gegenwart haben sich bei Aufgaben bewährt, die zuverlässig 
die schärfsten Prüfsteine darboten. Fixsternparallaxen sind ermittelt und die Eigenbewegung 
unsres Sonnensystems bestimmt worden, was unmöglich gewesen wäre, wenn man nicht über 
kleine Bruchtheile einer Secunde genügende Sicherheit hätte erlangen können. Umlaufsbe- 
wegungen einzelner Sterne um unsichtbare in ihrer Nähe befindliche Centra sind mit glück- 
lichem Erfolge ermittelt worden, obgleich diese sich nur auf die Variationen der Eigenbe- 
wegung gründen konnten, also auf Grössen einer niedrigern Ordnung als die bei unsrer Auf- 
gabe in Anwendung kommenden. 
Endlich aber, und dies ist wohl das Entscheidendste, erstreckt sich der Zeitraum, für den 
uns hinreichend verbürgte Beobachtungen zu Gebote stehen, auf ein volles Jahrhundert, und 
die Anzahl der vergleichbaren Bewegungen auf 3222, die Zahl der Sterne des Bessel-Bradley’- 
schen Catalogs. Die durchschnittliche seculäre Eigenbewegung ist für diese Sterne 
11 Sekunden. — Erwägt man alles dieses, so erscheint es mir als unmöglich, dass ein kundiger 
Astronom alles Ernstes den Einwurf machen könne, die Zeit sei zu Vergleichungen, wie die 
von mir in Anwendung gebrachten, noch nicht gekommen. 
In der Fixsternwelt kennen wir, so weit die Parallaxe nicht erforscht ist, zunächst nur 
optische Distanzen. Man könnte versucht sein, aus dem verschiednen Glanze der Sterne 
die physischen annähernd abzuleiten, allein ich erkannte bald, dass dies absolut unstatthaft sei, 
dass Sterne jeder scheinbaren Grösse in jeder Entfernung viel zu - häufig vorkommen, um 
diese Fälle als blosse Ausnahmen ansehen zu können. 
Mit Sicherheit war dagegen anzunehmen, dass die Gesammtheit derjenigen Sterne, welche 
die einem gegebenen Punkte optisch näher liegende Region einnehmen, ihr durchschnitt- 
lieh auch in Wirklichkeit näher liegen; dass also auch, wenn um den Oentralpunkt herum 
concentrische Regionen in bestimmter Reihenfolge am Himmel beschrieben wurden, sich rück- 
sichtlich der Quantität und Richtung der Eigenbewegung gleichfalls diejenigen Reihenfolgen 
ergeben müssten, welche man aus den gleichen (oder nahezu gleichen) Winkelbewegungen 
um den Centralpunkt herum zu schliessen berechtigt ist. 
