380 A. KRUEGER. 
b 
AM AR wu mm — 
Bessel 1831.24 10654092712 14401375075 1109099/M81 4-449 15' 81" 1 
Argelander 1860.34 22.299 48" 2 29.22 24" 5 
Jährliche — E. B. +05 0072 — 0^ 079 — 0° 0031 — 0" 227 
Der Stern D ist noch in Bessels Zone 461. 1529 April 27 beobachtet und 
zwar in AR 0° 03, in Dekl. 172 grösser als in 497; da aber a in dieser 
Zone nieht vorkommt, so lasse ich diese Bestimmung weg, um gleichartigere 
Daten zu behalten. Für A, habe ich 5 Beobachtungen von Argelander, 1860 
und 61 angestellt, ferner eine Besselsche in der genannten Zone 497 und 
eine Beobachtung in der Histoire céleste von 1793. Argelanders Beobacht- 
ung giebt 
1861.10 10^ 58' 337 52 + 44° 14' 23" 7 
Mit einer jährlichen Bewegung von — 0: 4038 und +07 942 bleiben bei Bes- 
sel und Lalande folgende Fehler übrig: 
Bessel 1831.24 +033 +2’1 
Lalande 1793.30 —0.34 —2’1 
Ferner erhält man die jährlichen Aenderungen von (4 + b) und (a — b) = — 
071272 und — 8” 7874 oder die 100-tägige ausgedrückt in Theilen der Mi- 
krometerschraube, wenn eine Umdrehung — 5175835 bei +6°5, 
Lad) | gn 00067 : d(a—b) 
— — OR 04641 
dt dt cn 
Der durch Elimination gefundene Werth für die erstere Grösse weicht etwas 
um das doppelte seines wahrscheinlichen Fehlers von dem hier gefundenen 
ab, eine Differenz, die wohl keinen besondern Anstoss erregen wird. 
Ich gehe jetzt an die Berechnung der Parallaxe, das eigentliche Ziel 
unserer Untersuchung. Sie beruht wesentlich auf der Genauigkeit, mit wel- 
cher die (a — b) beobachtet sind, welche hier im Durchschnitt gegen 166” 
betragen. Die Erfahrung hat zu wiederholten Malen gezeigt, dass für die 
absolute Messung eines Winkels durch Mikrometer die Correctionen nach den 
Temperaturangaben nicht genügend sind; man muss vielmehr Fehlerquellen 
annehmen, welche etwa den Distanzen proportional wirken, oder mit andern 
Worten, das Verhältniss zwischen der Brennweite des Fernrohres und der 
Länge der Scale in einer für jeden Abend nicht hinlänglich genau angebbaren 
Weise modificiren. Der deutlichste Beweis hievon ist, dass sich die wahr- 
scheinlichen Fehler grösserer Distanzen immer bedeutender herausstellen als 
die kleinerer. Um die beobachtete Differenz von solchen Fehlern zu befreien, 
