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oder D' =z 0, ferner tg ^' =: — ctg A oder ^' = ^ dz 90° und nach dieser Beziehungsgleichung berechnete 

 ich in meiner ersten Abhandlung, in der die Entwickelung der Eigenbewegungen nur nach Rektas- 

 zensionen, d. h. AD =i und nur unter der Annahme von Kreisbahnen, d. h. Ai? = Ar = 0, durchgeführt 

 wurde, aus A die Größe A'. 



Man könnte aber auch die Lage der Bahnebene der Sonne, das heißt ihren Knoten, Q und ihren 

 Neigungswinkel i in bezug auf das zugrunde liegende Koordinatensystem als bekannt annehmen. Dann 

 hätte man vorerst aus den Gleichungen 



cos (^-Q) cos D = cos (X-fi) . . . 



sin {A — ^) cos D = sin {L — ü) cos i . . . 2) 



sin D := sin (L — ß) sin i . . . 



die Größe L, oder die Länge der Sonne in ihrer Bahn um den angenommenen Zentralpunkt, sodann auf 

 Grund der Beziehung 



L' — L±90° 



die Größe L' oder die Länge des Apex der Sonnenbewegung in dieser Bahn und endlich aus 



cos {L'—Q) = cos (A'-Q) cos D' ' 



sin (L'-Q) cos / = sin (A' - Q) cos D' 2') 



sin {L' — Q) sin i i= sin D' 



erst die Hauptunbekannten A' und D' zu berechnen. Der Vernachlässigung von Ai? und AZ) gegenüber 

 ^A oder, was dasselbe ist, der Annahme Ai?=AZ)=:0, die den Berechnungen in meiner ersten 

 Abhandlung zugrunde lag, entspricht als Ergebnis f = 0, so als ob die Bewegung der Sonne in einer 

 Ebene stattfinden würde, die in der Deklination D parallel dem Äquator verläuft. Dies ist ein möglicher 

 Grenzfall. Ein zweiter wäre i =: 90, so als ob die Bahnebene der Sonne auf dem Äquator senkrecht stünde. 

 Für ihn wäre Ai? = A^ = und dann ig D' ^= — ctg D oder !)'=: 90±i5 und erst, wenn A^ =r AZ) = 

 gesetzt und einzig Ai? berücksichtigt würde, hätte man 



A' = A und D' — D. 



Der Berechnung von Q und / sowie der Erörterung über den Zusammenhang dieses Rechnungs- 

 verfahrens mit der Bessel-Kobold'schen Methode zur Bestimmung des Apex der Sonnenbevvegung ist der 

 zweite Abschnitt der vorliegenden Abhandlung gewidmet, während das Schlußkapitel sich mit den Ver- 

 einfachungen befaßt, die in den durchgeführten Entwickelungen dadurch ermöglicht werden, daß man alle 

 Rektaszensionen und Deklinationen in Längen und Breiten in bezug auf die nunmehr bekannte Bahn- 

 ebene der Sonne reduziert und so die Gleichungen 1) in der Form schreibt 



p cos ß cos X = 7' cos b cos l — R cos L 



p cos ß sin X = r cos ^ sin / — i? sin L l^ 



p sin ß =z r sin h 



in denen p, ß und X die heliozentrischen Koordinaten eines Fixsternes, r, /, h seine baryzentrischen und 

 R, L, B z:zO die baryzentrischen Koordinaten der Sonne bedeuten. 



