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Bulletin scientifique. 



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(1er Enlfcrnungcn r sind , und dass daher die Summe 

 der Quadrate der (y" — yi), sin /. Jr zu einer klein- 

 sten werden muss. Die SchwierigUeit liegt hier in 

 der Bcslimmung der relativen Werlhe von r und der 

 Form von fr. 'i ' ' OH 



In § 4 geht der Verfasser zur Unlersuchung der 

 Genauigkeit der von ihm in seinem Cataloge gegebe- 

 nen eigenen Bewegungen iiber. Dass dlese Genauig- 

 keil wcil griisser sein muss aïs die derjenigen Bewe- 

 gungen , die Bessel in den Fundnmcntis gegeben , 

 folgt aus dem grosseren Zwischenraum von n55 bis 

 1S30 von 75 Jahren slatt 45 , und aus der grosse- 

 ren Scharfc der Argelanderschen Sternorter vor den 

 Plazzischen. Bessel glaubte in den Fundamenlis nur 

 diejenigcn Bewegungen fïir entschicden annehmen zu 

 konnen , die jahrlich 0",2 iibersleigen. Argelander 

 findet aus den ennitlelten Feblern der Bradieyschen 

 und seiner Sternorter , dass der wahrscheiniiche Feh- 

 îer aus der Vergleichung der Sternpositionen dieser 

 beiden Cataloge l",05 betragt , woraus der •wahr- 

 scheiniiche Fehler einer jahrlichen eignen Bewegung 

 nur ,014 folgt. Hicrnacb konnte Argelander aile 

 eignen Bewegungen, welche ,1 jahrlich iibersleigen, 

 als hinreichend sicher bestiramt ansehen , da bci den 

 390 Sternen , die eine solchc gezeigl habcn , der 

 Wahrsclieinlichkeit nach nur T Mal ein Fehler von 

 0,05 und kein einziges Mal von o",l vorkoramt. 



Die eigenlliche Schwierigkeit der Bestimmung der 

 Bewegung des Sonnensystems liegl aber darin , dass 

 wenn wir annehmen die Sonne sei in Bewegung, wir 

 auch eine Bewegung aller Flxsterne voraussetzen miis- 

 sen, und dass daher die von uns erkannle scheinbare 

 cigene Bewegung eines Fixsterns das Fiesultat zweier 

 Lrsachen , des Fortriickens der Sonne und der ei- 

 genlhiitnlichen Bewegung des Fixsterns im Wellraume 

 ist. \on den Gesclzen, nach welchen die verscliiede- 

 nen Fixsterne ihre Stellung im Baume verandern, hat 

 aie Astronomie noch gar keine Kenntniss , und so 

 bleibt uns nichls iibrig aïs anzunehmen , dass in al- 

 len Himmelsgegenden allerlei Bewegungen der Grosse 

 und der Kichtung uach vorkommcn. Wenn nun die 

 Bewegung der Sonne eine grossere ist , als die der 

 meis'.pn andern Fixsterne, ,io wird sie sich fast schon 

 in den einzelnen ihrer Lage nach geeigneten Sler- 1 



nen deutlich zu erkennen geben. Ist aber die Sonnen- 

 bewegung vcrhaltnissmassig sehr klein , so wird sie 

 sich bei den einzelnen Sternen fast gar nicht mehr 

 aussprechen , dennoch aber aus einer grossen Menge 

 von beobachteVen eigenen Bewegungen herausfinden 

 lassen. Dièse Betrachlung lehrt uns , wie sehr das 

 von Argelander znm Gmnde gelegte Material dem 

 frùheren iiberlegen ist. Er konnte seine Lntersuchung 

 auf die eigne Bewegung von 390 Sternen begriinden, 

 wàhrend Bessein nur 71 zu Gebote standen. Wenn 

 ich nicht irre , so isl aber der L^mstand , dass Ar- 

 gelander die kleinen Bewegungen bis auf o",l jahr- 

 lich mitnehmen durfle, eine Hauplursache des glûck- 

 lichen Erfoigs seiner Bemiihung. Die grossten eignen 

 Bewegungen werden sich namlich an dcnjenigcn uns 

 zunachsl stehenden Sternen zeigen , die selbst im 

 Raurae am rascheslen fortriicken, und so ist es mog- 

 lich , dass bei ihnen die Sonnenbewegung durch ihr 

 eignes noch st'àrkeres Fortriicken fasl unkenntlich wird. 



Im ^ 5 geht Argelander zu numerischen Bcstim- 

 mungen iiljer. Um der Schwierigkeit zu begegnen , 

 die aus dem oben erwahnten Faclor fr fiir die Be- 

 stimmung der Gewichte der einzelnen erkannlen Rich- 

 tungcn obwaltet , theilte er die Sterne in 3 Classen. 

 In die ersle seizle er die 21 Sterne, deren jahrliche 

 eigne Bewegung ds > l"; in die zweite 50 Sterne^ 

 fiir welche els > 0",5. In die dritte Classe kamen die 

 iibrigen 319 Sterne, deren eigne Bewegungen zwi- 

 schen 0",5 und 0",1 sind , und wurden zu 47 Fun- 

 damenlalôrtern und mittleren Richlunsen dadurch 

 vereinigt , dass fiir rachrere hinreichend nahe za ein- 

 ander stehende Sterne aus ihren Positionen und den 

 Bewpgungsrichtungen das arilhmelische Miltel genom- 

 men wurde. Jede dieser Classen wurde nun beson- 

 ders bearbcilet , unler der Annahme , dass innerhalb 

 derselbcn allen Sternen , was den Einfluss der Ent- 

 fernungen von der Sonne anbelrifft , ein gleicher 

 Werth zukomme. So liess sich aus jeder Classe die 

 Richlung der Sonnenbewegung und deren wahrschcin- 

 licher Fehler, unabhangig von den beiden andern 

 Classen ermilleln. 



Einen genaherlen Werth der Richlung dor Son- 

 nenbewegung gab die Betrachlung der vorhcrrschen- 

 den Zeichen der eignen Bewegungen im Catalog, und 



