186 ''"''o*- Dr. S. Oppenheim: 



Aus dem neuen (Jioombridge-Katalog der Greenwicher 

 Sternwarte und dem dort niedergelegten Material an Eigen- 

 bewegungen von etwa 4000 Sternen berechnete ich für die ein- 

 zelnen Doppelstunden der Rektaszension die folgenden Mittel 

 der Eigenbewegungen (enthalten in der 2. Kolonne) 



" — G-13 



— 0-14 



— 0-05 

 + 0-01 

 + 0-08 

 + 0-12 



Mittel, es l)e- 



tragt — 0-04" und fügt es zu den Zahlen der 2. Kolonne mit 

 umgekehrtem Zeichen hinzu, so erhält man die scheinbaren Be- 

 wegungen der Sterne (enthalten in der 3. Kolonne), wie sie 

 bloss durch die Bewegung der Sonne hervorgerufen werden. 

 Und diese Zahlen zeigen an, wo die Punkte A, B, C und D zu 

 suchen sind. Es liegt A in 0^ , B in 12^, C in 18^ und D 

 in 6*^ Rektaszension. Der Apex der Sonnenbewegung läge dem- 

 nach in 18^ = 270" Rektaszension. 



Führt man diese Rechnung oder Zeichnung, nicht wie es 

 die Figur andeutet, bloss in der einen Koordinate der Rektas- 

 zension durch, sondern für beide Rektaszension und Deklination, 

 dann aber auf einer Kugelliäche oder einem Globus oder in 

 irgend einer Projektion, so erhillt man auch beide Koordinaten 

 des Apex, seine Rektaszension und Deklination. 



Aber dieses Verfahren ist nur unter der Annahme richtig, 

 dass die Sterne am Himmel feststehen und nur die Sonne sich 

 bewegt. Indes ist klar, dass diese Annahme weder gerecht- 

 fertigt noch auch wahrscheinlich ist. Vielmehr muss wohl auch 

 den Sternen eine Bewegung zugeschrieben werden, so dass die 

 beobachteten Eigenbewegungen derselben die Resultierenden 

 zweier Komponenten sind, 1. ihrer eigenen oder Spezielbewegung 

 und 2. der perspektivischen Wiikung der Bewegung der Sonne. 

 Macht man diese wahrscheinlichere Annahme, so wird das Bild, 

 das die Zeichnung von den Bewegungen der Sterne liefert, ein 

 komplizierteres. Zu jeder durch den Pfeil angedeuteten Be- 

 wegung eines Sternes kommt dessen Spezialbewegung hinzu, die 

 an verschiedenen Orten des Hinnnels sehr verschieden sein 

 kann und damit die Gesetzmässigkeit der Erscheinung, die sonst 

 so klar hervortritt, verdeckt. Erst dadurch, dass man in jede 

 nach den Rektaszensionsstunden geordnete Gruppe von Sternen, 

 eine sehr grosse Zahl derselben einbezieht, kann man es erzielen, 

 dass sich im Mittel die Spezialbewegungen aufheben und wieder 

 nur die reine perspektivische Wirkung der Sonnenbewegung 



