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Dieser Punkt ist dann also der Radiationspunkt der Con\erg-enz der be- 

 obacliteten Bewegung, er untersclieidet sieh sowohl vom Zielpunkte der 

 Öonnenbewegimg, als auch von dem Zielpuidite der gemeinsamen Bewegung 

 der Sterne. Sobald wir aber die Bedingung des Parallelisnuis der Stern- 

 bewegung fallen lassen, hört auch der Parallelismus der Bewegungen SR auf, 

 und es kaim ein Radiationspunkt nicht mehr zu Stande kommen. Nur jene 

 Bewegungen, die ihrer Richtung nach mit der Bewegung der Sonne nahe 

 übereinstimmen, werden noch einen allerdings nicht mehr strengen Radiations- 

 punkt zeigen, der aber mit dem Apex oder dem Antiapex der Sonnenbewegung 

 zusammenfällt. Dadurch, dass auch alle Sterne, deren Bewegung senkrecht 

 zum Visionsradius gering ist, und die also nur die Bewegung der Sonne ab- 

 spiegeln , sich in diesen Punkten schneidende l^ewegungen zeigen müssen, 

 kann ihre Erkennung möglich werden. Da man nun immer von der Voraus- 

 setzung ausgegangen ist, dass die motus pecuJiares der Sterne in allen Ricii- 

 tungen gleich wahrscheinlich seien, so müsste der Zielpunkt der Sonnen- 

 bewegung sich als der Radiationspunkt der Stern bewegnngen offenbaren, und 

 seine Bestimmung nach der Besserschen Methode, und zwar ohne Unter- 

 scheidung der directen und der retrograden Bewegungen, wäre einwandsfrei. 

 Träte hingegen der zuerst behandelte Fall nahe paralleler Bewegungen der 

 Mehrzahl der Sterne ein, dann wäre ohne Zuhilfenahme von Hypothesen die 

 Bestimmung des Zielpunktes der Sonneubewegung aus den Richtungen der 

 Eigenbewegungen überhaupt nicht möglich. 



Trotz der angetührten Gründe wird man sich wohl immer noch schwer 

 eutschliessen können, anzunehmen, dass die seitherigen Bestimmungen des 

 Zielpunktes der Sonnenbewegung sich um den von uns geforderten Betrag von 

 mehr als 30° vom wahren Werthe entfernen sollten. Allerdings ist in 

 neuester Zeit auch ein mit dem hier gefundenen Werthe nahe überein- 

 stimmender auf ganz verschiedenen Wegen gefunden. Heck er M ündet durch 

 eine Entwickelung der beobachteten Bewegung- der Sterne als Function des 

 Ortes und der tlntfernung und durch Bestimmung desjenigen Punktes, in 

 welchem die Bewegung in beiden Coordinaten verschwindet, den VVerth 

 A^ = 270" i>o = + 9.9. Die erhaltenen Reihenentwickelungen sind aber 



1) Uebei' die Darstellung der Eigenbewegungen der Fixsterne und die Bewegung des 

 Sonnensystems. München 189 !• 



