Zlitpruiicliiiufi der E/genheirrfiKiif/cn drs Aiiurrs-BracUeu-Cafahf/s etc. (p. 55) 267 



Sonne mit der den einzelnen Sternen eigenthümlichen vergleichbar ist, so sollte 

 man erwarten, in der Nähe des Zielpnnktes die kleinsten, 90" entfernt im All- 

 gemeinen die grössten scheinbaren Bewegnngen zu beobachten. Im Haiipt- 

 catalog der Pole sind die Entfernungen der Sterne vom parallaktischen Pol 

 in der letzten ('olumne angegeben. Ordnen wir sie hiernach in 10° breite 

 Zonen und bilden die ^littel der Eigenbewegungen der in die Zonen fallenden 

 Sterne unter Ausschluss der sechs Bewegungen über 2", die die Mittel zu sehr 

 beeintlussen würden, so erhalten wir folgende Tabelle: 



Aequators etwa gleiche Verhältnisse vorliegen, so dass man die entsprechenden 

 Zonen \ereinigen kann. Dann zeigt sich weder in der Anzahl deü' Sterne, 

 noch in der Grösse der Eigenbewegung ein wahrnehmbarer Gang. Die starke 

 Abweichung der mittleren Eigenbewegung der ersten Zonen entsteht durch die 

 grossen Werthe von Nr. 2271 und 2298, die sich bei der geringen Anzahl 

 sehr merklich machen ; lässt man diese beiden Sterne fort, so ergiebt sich statt 

 0.292 die völlig übereinstimmende Zahl 0.160. Es ist also der Einfluss der 

 projectivischen Verkürzung der Sonnenbewegung ein ganz unmerklicher, was 

 wieder das völlige Ueberwiegen der mott(s peculiares beweist. 



