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Methode erhaltene. Die erste unter Airy's Leitung- erfolgte Anwendnng- der 

 Methode auf die bekannten Kigenbewegiuig-en , „E. Dunkin: Un the movement 

 of the solar system in space, deduced from the proper motions of 11 (')7 stars; 

 JMem. of tlie K. A. S. Vol. XXXir\ bestätigte die llesultate früherer nach 

 der durch Airy streng verurtheilten .Argelander'schen Methode angestellten 

 Untersuchungen fast vollständig und trotzdem wurde sie der Anlass zu neuen 

 Zweifeln an der Kichtigkeit unserer Grundanschauungen. Die streng mathe- 

 matische Airy "sehe Lösung des Problems erlaubte es nämlich, die beobachteten 

 Bewegungen der Fixsterne von dem aus der Bewegung unserer Sonne folgenden 

 Theile zu liefreien. Weil es nun bei dieser, wie auch bei der Argelander- 

 schen Methode als ein leitender Grundsatz angenommen war, dass die abso- 

 luten eigenen Bewegungen der Sterne die durch die Beobachtungen gefundenen 

 Richtungen der Bewegung wie zufällige Fehler beeinflussten, deren Einwirkung 

 liei der Behandlung einer grossen Anzahl verschwinde, so nuisste man ein- 

 warfen, dass die übrig bleibende Summe der absoluten eigenen Bewegungen 

 erheblich kleiner sein würde, als die Summe der beobachteten Bewegungen. 

 Allein dieKechnung führte nur eine geringe Verminderung der Fehlersumme herbei 

 und zeigte so die Nothwendigkeit, von der allgemeinen Behandlung der Aufgabe 

 überzugehen zu einer den Einzelheiten mehr Rechnung tragenden Untersuchung. 

 Auf die ersten erfolgreichen Schritte Proctor's in dieser Richtung 

 folgen die Untersuchungen von Klinkerfues in seinem Aufsatze: Ueber Fix- 

 stern.systenie , Parallaxen und Bewegungen (Verötfentlichungen der k. Stern- 

 warte zu Güttingen, 1878). Er gründet seine Betrachtungen auf das zuerst 

 von Bessel vorgeschlagene und in den Fundamen tis angewandte Verfahren, 

 die Pole der Eigenbewegung der Sterne zu berechnen und chartographisch zu 

 Aerzeichnen. Als Ki'iterium der Zusammengehörigkeit der Sterne, die sich im 

 Parallelismus der Bewegungen zu erkennen geben muss, dient dann das Zu- 

 sammenfallen der Pole der Bewegung solcher Sterne in einem grössten Kreise, 

 dessen einer l'ol der Zielpunkt der gemeinsamen Bewegung ist. Bei der von 

 Bessel selbst ausgeführten Anwendung auf die aus der Bearbeitung der 

 Bradley'schen Beobachtungen gewonnenen Eigenbewegungen ergab dieses Ver- 

 fahren bekanntlich ein negatives Resultat und veranlasste Bessel, die Möglich- 

 keit der Bestimmung einer in der scheinbaren Ortsveränderung der Fixsterne 

 erkennbaren Bewegung unseres Sonnensystems überhaupt in Zweifel zu ziehen. 



