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 Die Aiiflüsiing- dieser (Tleicliung-eii erg-iebt 



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und dieses sind die wahrscheinlichsten Wertlie der ('(»ordinaten des o-esnchten 

 Punktes unter den angeg-ebenen Voraussetzungen. 



Die Eesultate für die einzelnen Klassen konnnen diesem allgemeinen 

 Mittehverthe so nahe, dass die Annahme, der zu diesem Punkte gehörige 

 grüsste Kreis stelle die Mittellinie der gefundenen Zone grösster Dichtigkeit 

 der Pole dar und die allgemeine \'ertheilung der Pole der verschiedenen 

 Klassen in dieser Zone sei eine gesetzlose, gerechtfertigt erscheint. Natürlich 

 kann daneben die Thatsache bestehen bleiben, dass mehr oder weniger zahl- 

 reiche Glieder der einzelnen Klassen zu besonderen (Gruppen zusammentreten. 

 Es darf darin auch der Grund der ungewiihnlich grossen Abweichung des in 

 Klasse I gefundenen Poles gefunden werden. Bei der geringen Anzahl der 

 diese Klasse bildenden Pole muss ein zwischen einzelnen (Jliedern derselben 

 bestehendes Verhältniss, das eine willkürliche Vertheilung ausschllesst, sich be- 

 sonders fühlbar machen. Wir wei'den daher im Folgenden den Punkt A„ /^ 

 den parallaktischen Pol, den zugehörigen grössten Kreis den parallaktischen 

 Aequat(U' nennen: diese Bezeichnung wäre im üblichen Sinne richtig, wenn 

 die beobachteten Bewegungen rein parallaktische wären. 



Da die Trennung der Pole in Klassen nach der Genauigkeit ihrer Be- 

 stimmung im (Trossen und Ganzen wenigstens auch einer Eintheilung der 

 Sterne nach der (nlrösse der Eigenbewegung entspricht, so ergiebt sich auch, 

 dass die Lage des von uns bestimmten parallaktischen Poles keine mit 

 der Grösse der Eigenbewegung sich ändernde sein kann, sondern auch 

 für die stärksten Eigenbewegungen ebenso anzunehmen ist, wie für die 

 schwächsten. 



Zur nilheren iMitersuchung, wie die Pole in Bezug auf den paral- 

 laktischen Aequator gelagert sind, wenden wir die parallaktischen Declinationen 

 der einzelnen Pole an, die sich in der vorletzten ("olumne des Haupt- 

 catalogs angegeben finden. Nehmen wir eine einfache Abzahlung der Pole 

 vor, die in Zonen fallen, welche durch je 10° von einander abstehende 

 Parallelkreise zum parallaktischen Aequator begrenzt werden, so erhalten wir 

 Folgendes: 



Nova Acta LXIV, Nr. 5. 3G 



