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Bulletin scientifique. 



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so ging Argelander von A '^z: 210" und iL> rr-4~ -^^ 

 aus. Die Bearbeilung der crsten Classe fiihrte sogleich zu 

 gpnaueren Werthm A ■=. 25.'>°42' und D ■=.-{- ZZ°ZO'. 

 Nacli zweimaliger Anniiheruiig ergaben sicli folgende 

 fiir n92,5 giiltige Endwerlhe : 

 Classe I. 

 -,/=:255''34',8-jll2''3l',4; Z)=-i-37''49',9 qr9'29',0 



Classe II. 

 258o14',o:î: 8''50',l; +39°13',8^:6° 6',T 



Classe III. 



26l''58',0 ::^ 3''59'.4; -1-29° 13,8 :p2°38',4 



Werden dièse drei Resultale zu eincm Millel ver- 



einigt und auls Jalir 1800 ùi)ergetragcn , so erglbt 



sich der Ort der Ilimmelskugcl , nacli dcm sicii die 



Sonne bewcgt , durcb : 



^ =: 260°50',8 mil dem wabr.scbcinl. Fchlcr 3°2t,6. 



Z) = 4-3l"n',3 2°19',6. 



Dieser Ort isl fast genau der des Slerns 6ter Grosse, 

 der im Piazzisclien Calalog untcr Nr. 143 der nien 

 Stundc vorkommt, und nahezu in der Mille zwiscben 

 den beiden 1 1 von einander abstehendcn Slernen }. 

 und Q im Hercules liegt. 



Ucber die Zuverlassigkeil dièses Rcsuilals sprichi 

 sich Argeiander in seiiicr Abhandiung folgendermas- 

 sen aus : 



„ Unlersuchen wir nun die Sicberlicit dièses Ré- 

 sultats elvras genauer. Hir sie spricht sclion die nahe 

 Uebereinstimmung der parliellon Rcsultatc aus den 

 einzeinen Classen, dcron Abweichungon von einander 

 und vom Hauptrcsnllalc, bis auf die Bcslimmung von 

 D aus der zweitcn Classe, aile sehr bedculcnd inner- 

 lialb ilirer wahrsclieinlicben Feblcr licgen. Eben so 

 crhSll man auch durcb die Vcrbindung weniger ein- 

 zelner Knndamentalorter im Ganzcn immer wiedor 

 nabe dasscibe Résultai ; und dass seibsl vcnn man 

 nur einige der st'àrker beweglcn Sterne ziisammen- 

 nimmt , nahe dieselbe Position fiir dea Punct Q bcr- 

 auskommt , das beweist niclit nur die ziemlicli nabe 

 Uebereinstimmung der beiden Herscbeisclirn Resultale, 

 sondem icb liabe mich auch seibsl durcb verscliicdcne 

 Combinationen' davon uberreugt. Das beste Critérium 

 der Siclirrhcit gibt aber drr gefundene wahrsclieinli- 

 che Feliler des Résultats seibsl ab. Denn so gross 



derselbc auch isl , wenn man ilin mit solclien ver- 

 gleicbt , die gewôhnlich asironomischen Resullaten 

 zuzukommen pflegen , so erscheint er doch sehr ge- 

 ring, wenn man ilm auC sein richtiges Maass reducirt. 

 Dass er die Bewegung des Sonnensystems fast ausser 

 allen Zwcifel setzt , wird die foigmde Belrachlung 

 Ichren. Ein Kreis mit dem Radius von 3''45',T um 

 den durch^/i=:260''51 und Z>^c/. =:-f- 31' n' ge- 

 gebcncn Punct als Cenirum beschrieben , begranzt 

 cinen Theil der scheinbaren Himmelskugel , innerhalb 

 dessen derjenige Punct wahrscheinlicli liegt , auf den 

 die Sonne hinriickt. Driicken wir dies in Zahlen aus, 

 so heissl es : man kann 1 gegen 1 «retten , dass die 

 Sonne sich nach einem Puncte innerhalb jenes Krei- 

 ses bewcgc ; 14 gegen 3 , dass sie sich nach einem 

 Puncte innerhalb cines mil dem Radius T>3l',4 um 

 Q beschriebenen Krcises bewege ; 89 gegen 4 , dass 

 dieser Radius lion',1 nicht ùbersteige ; mehr als 

 142 gegen 1 , dass er unter 15°2',8 sei ; iiber 1341 

 gegen 1, dass er uiiler 18''48',5 sei: 19270 gegen 

 1 , dass er nicht grosser als 22°34',2 sei ; 426984 

 gegrn 1 , dass rr 26° 19,9 nicht iibersteige u. s, w. 

 Die Wahrschcinlichkeit aber , dass die Sonne sich 

 nach einem Puncte derjcnigen Hâifte der scheinbaren 

 Himmelskugel bewegt , in der der Punct Q als Pol 

 liegt , ist so gros» , dass ihr Verhdltnlss zur Bewe- 

 gung nach der cnlgegengesetzten Hemispliare durcb 

 eine Zabi ausgedriickt wird, die wir zu fassen nicht 

 mehr im Slande sind , die die gewohniichen Aus- 

 driickc unseres Numerirsystems bei weitem iibertrifft. 

 — — — Das Verhallniss der oben angedeuteten 

 ungelieucrn Zabi zur Einlieit diiickt aiso unmittelbar 

 auch die Wahrscheinlichkcit der Sonnenbewegung 

 aus, und es zeigl sich aIso, dass unsere jetzigen Da- 

 len hinreichen , eine solrhe fast bis zur raalhemali- 

 schcn Evidcni zu bewcisen. Ausgedehntere Unlersu- 

 chungen iiber die cignen Bewcgungen noch anderer 

 Sterne , eine neue Umarbeitung des ganzen Schalzes 

 der Piazzischen Beobachtungen nach den feineren jelet 

 gebniuchlichen Rechnungsmethoden , und in Verbin- 

 dung damil eine neue Durchbeobacblung aller Brad- 

 leyscben , Mayerschen und Piazzischen Sterne wer- 

 den die oben gefundene Beslimmung des Punctes Q 

 m engcre GrHnzen cinschliessen , aber eine wesentli- 



