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sehr complicirt, sie werden nur durch die Veniaehlässigimg' der höheren 

 Glieder disciitirbar, und man weiss daher nicht reclit, bis zu welchem Grade 

 sich der bestimmte Punkt dem Apex, der übrigens aucli liier als Kadiations- 

 punkt der Con\ero'enz auftritt, nähert. Jedenfalls ist das Resultat frei von 

 jeder Annahme über die Natur der viotiis jteciiliares. 



Herr Radau versucht im Bulletin astronomique (Tome X, pag. 407) 

 eine Erklärung der Abweichung des Resultates der Besselschen Methode von 

 dem der Argelander'schen und Air3''schen, die sich in umgekehrter Weise vor- 

 trefflich eignet, um zu erklären, wie trotz des so entschieden hervortretenden 

 parallaktischen Aeqnators mit Polen in geringer Üeclination eine so grosse 

 nördliche Declination des Zielpunktes gefunden werden konnte. Wir haben 

 o-esehen, dass 73.5 "/o aller Sterne als solche zu betrachten sind, die auf den 

 Punkt (>. := 86.5 (V z=. -f 3.0 gerichtet sind, während 26.5 °/o auf den ent- 

 gegengesetzten Punkt zielen. Wenn wir nun ohne diese Kenntniss und indem 

 wir die retrograden Bewegungen nicht als nothwendige, sondern als durch 

 grosse Beobachtungsfehler entstandene betrachten, jenen Punkt suchen, der 

 beiden Bewegungen so gerecht wird, dass die übrigbleibenden Fehler dem 

 Gauss'schen Fehlergesetze folgen, so werden wir ihn auf dem die beiden 

 Punkte verbindenden grössten Kreise so anzunehmen haben, dass er denselben 

 im umgekehrten Verhältnisse der Gewichte der beiden Theilbögen theilt. Zu 

 einer einfachen Näherung nehmen wir das Gewicht der beiden Zicli)unkte so 

 an, wie es sich aus den innerhalb der Grenze der zulässigen Fehlci- an ihnen 

 \orübergehenden Bewegungen bestinnut. Nehmen wir z. B. als Fehler- 

 grenze 30 '\ so haben wir 713 Bewegungen, die auf den einen, 157 die auf 

 den anderen gerichtet sind: die Gewichte verhalten sich wie S2 : 18, und wir 

 erhalten den Zielpunkt in c- = 267.8 <V = -f 20.4. Diese Vorstelhing er- 

 klärt, wenn wir den Umstand in Bechnung ziehen, dass der Procentsatz der 

 retrograden Bewegungen bei den stark bewegten Sternen grösser ist, als bei 

 den schwach bewegten, auch ilie schon von Argelander gemachte Bemerkung, 

 dass die Declination des Zielpunktes — nach seiner Methode bestimmt — 

 um so kleiner sich ergiebt, je kleiner die benutzten Eigenbevvegungen sind. 



Es bleibt uns mui noch übrig, zu untersuchen, wie die Grösse der 

 Eigenbewegungen sich \erhält in Bezug auf den Abstand der Sterne vom 

 Zielpunkte. Wenn die parallaktische Hypothese zutrift't und die Bewegung der 



