270 Dr. Hermann Kobold, (p. 58) 



Visionsradius bekannt ist, können wir nun aber alle drei Gleichungen einzeln 

 aufstellen und gelangen durch dieselben zur Kenntniss der vollständigen Be- 

 wegung der ISterne relativ zur Sonne. üie Bestimmung der i' ij 'C würde 

 dann möglich sein unter der Voraussetzung, dass die Summen der dx, der dy 

 und der dz verschwinden. Bei der geringen Zahl der Sterne, für die wir die 

 Ausdrücke bilden können, werden wir nun diese Voraussetzung nicht machen 

 dürfen, sondern wir werden uns begnügen müssen mit der Bestimmung der 

 Bewegung der Sterne relativ zur Sonne, die wir jetzt aber für jeden einzelnen 

 Stern werden ausführen können. 



Führen Avir an Stelle der Entfernung () die Parallaxe 57 ein und 

 drücken de und f/(V in Bogensecunden aus, so ist zu setzen 



, d(( T t. da 



Q da = — p ao = - ■ 



^71 ^ TT 



In den drt oder c?(V enthaltenden Gliedern ist jetzt die lineare Einheit der 

 Erdbahnhalbmesser, die Zeiteinheit das Jahr, während d(j die Bewegung 

 während einer Zeitsecunde in Meilen ausgedrückt bezeichnet. Wir haben also, 

 wenn wir diese letzteren Einheiten festhalten wollen , in deu ersten Gliedern 

 den Factor 



20008690 „„„. 



0.634 



365.256 X 86 400 



hinzuzufügen. Bezeichnen wir denselben durch k und nennen AD die 

 Rectascension und Declination des Zielpunktes der relativen Bewegung des 

 Sternes, 5 ihre Grösse in Meilen ausgedrückt, so lauten die Endgleichungen 



6 cos D cos ^ = — /r cos d sin a Je sin d cos a 4- cos d cos a dg 



6 cos D sin A =^ k cos ö cos a /: sin d sin « \- cos d sin a d o 



5 sin I) = Ä' cos d \- sin d d p 



durch die Substitutionen 



V sin T = k — IV sm yy ^ fc — cos f) 



71 71 



r cos V = dg w cos W = r cos {d -\~ V) 



gehen dieselben über in 



6 cos D cos A = w cos (a -{- W) 

 6 cos D sin A = w sin (« + ^'^0 

 S sin D = V sin {ö -(- V) 



