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Der Vollständig'keit halber muss endlich noch erwähnt werden , dass 

 der Versuch g-emacht wurde, die vorzüglichen Potsdamer Bestimmungen der 

 l^ewegung \oii 51 Sternen iin Visionsradius darzustellen durch die Hj-pothese 

 einer auf unseren parallaktischeii Pol gerichteten Bewegung der Sonne. Be- 

 kanntlich haben in Potsdam selbst ausgeführte Versuche gezeigt, dass in Folge 

 der noch zu geringen Zahl der ( )bjecte Zufälligkeiten in der Anordnung der 

 Sterne oder in der CTewichtsannahme so grossen EinÜuss auf das Resultat 

 ausüben, dass dasselbe ohne jede Beweiskraft ist. Es wurden nur die Sterne 

 /?, ;', f, - Ursae inaj. in ein Mittel mit gleichem Gewicht wie die übrigen gut 

 bestimmten Sterne zusammengefasst, alle übrigen Sterne einzeln genommen, da 

 die (/ — (/' eine Zusammengehörigkeit nicht zu fordern schienen, den unsicher 

 bestimmten Sternen aber halbes Gewicht beigelegt. Es ergab sich dann nach 

 bekannten Formeln die lineare Sonnenbewegung in der Richtung auf a z= 268 " 

 (V = 4-31" zu 1.23 Meilen: in der Richtung- auf den Punkt a =: 268" 

 (V = — 3" aber zu 0.61 Meilen. Die Summe der Fehlerquadiate wurde von 

 310.79 vermindert im ersten Falle auf 285.36, im anderen nur auf 303.58. 

 Der .Xrgelander'sche Zielpunkt führt hier also eine etwas bessere l'eberein- 

 stimmung herbei, worauf aber nicht viel Gewicht gelegt werden kann. 



Wenn es sich darum handelt, andere Reihen \oii Eigenbewegungen in 

 ihrem X'erhältnisse zu dem von uns bestimmten parallaktischen Aequator zu 

 untersuchen, so wird mau dazu mit Vortheil sich der am Schlüsse beigefügten 

 Tafel der i/' bedienen, aus der man die Richtungen auf den dem parallaktischen 

 Pol entgegengesetzten Punkt der Sphäre entnimmt. y\us den Dilferenzen 7 — */' 

 wird man sofort erkennen, ob der angenommene Punkt den Beobachtungen im 

 Allgemeinen genügt. Will man Correctionen der Coordinaten des Zielpunktes 

 suchen, so suche man zunächst durch Rechnung oder mit Hilfe eines Globus 

 den genäherten Abstand ^ der Sterne vom Zielpunkte und berechne die 

 parallaktischc Declination durch sin ? = sin A sin (</ — </')• 1^'^ Bedinguiigs- 

 g-leichungen, die man aufzustellen hat, lauten dann : 



; — = <sin ()' cos Da sin (Ao — «'' siu (/ — cos 7>o cos (Ao — «) cos ir] d Ao 

 sin 1 ö l ' J 



-|- jcos d cos Do siu(/ +*^i'i '^ sin Du cos (Ao — k) sin tp -j- siu Do sin (Ao — «) cos <p \cl Do- 



