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5. Oppcii/ieiiii, 



13. Es mögen nun die aus den einzelnen Gliedern 1., 2. und 3. Ordnung (weiter zu gehen schien 

 nicht ratsam), resultierenden Werte für die Hauptgröße L mit dem Index 1, 2 oder 3 bezeichnet werden. 



erhält man der Reihe nach L^ 





L, 



h 



aus I 



. 197° 



46' 



184° 28' 



218° 2' 



11^?; . 



. 197 



13 



166 46 



191 39 



IIb) . 



. 194 



53 



196 50 



140 2 



III a; . 



. 200 



8 



184 24 



185 1 



III &; . 



. 196 



20 



196] f35 



179 32 



III c) . 



. 195 



24 



151 18 



180 18 



iiid) . 



. 198 



38 



231 32 



190 15 



Mittel 



. 197 



12 



187 28 



183 33 



deren genügende Übereinstimmung zeigt, daß auch hier bezüglich der Fixsterne sowie vorher bezüglich 

 der Planeten der Hilfswinkel 5 = angenommen werden kann. 



Der weiteren Rechnung wurde der aus den Gliedern 1. Ordnung sich ergebende Mittelwert L =: 

 197° 12', der auch fast vollständig mit dem aus I folgenden zusammenfällt, zugrunde gelegt. Er stellt die 

 Länge der Sonne in ihrer Bahn vor, gesehen von dem idealen Zentralpunkt aus, daher L + 90= 287° 12' 

 oder nach der früheren Bezeichnungsweise die Größe L', das ist die Bewegungsrichtung der Sonne in 

 dieser Bahn, woraus nach den Transformationsformeln 2 die analogen Größen A und D sowie A' und D' 

 als die entsprechenden Äquatorkoordinaten abzuleiten sind. Man erhält, wenn man für Knoten und Neigung 

 dieser Bahn gegen den Äquator die Werte 



annimmt, 



vi = 208° 35' 



D 



dagegen unter der Annahme von 



i^ = 234° 45' 

 = -27° 56' 



ß = 245° 30' 

 Z)= -23° 1' 



50° 15' 



^'=274° 31' 



Z)'= +37° 33' 



«■= 58° 25' 

 A' = 282 42 D' = +20° 20'. 



A = 201° 47' 

 Sie stehen mit den pag. 24 [250] ermittelten in guter Übereinstimmung. 



V. Radialbewegungen der Sterne. 



14. Im folgenden Schlußabsatze sollen noch die Radialbewegungen der Sterne einer ähnlichen 

 Analyse unterzogen werden, wie sie in den vorhergegangenen Teilen bezüglich ihrer Eigenbewegungen 

 durchgeführt wurde. Es soll diese Rechnung sich anschließen an die Analyse der Radialbewegungen der 

 kleinen Planeten und den Zusammenhang, der sich hiebei zwischen den Reihen für cos- ß AX einer- und 

 Ap/p andererseits zeigte. Ihr Zweck sei, eine Neubestimmung der Größe L auch aus dem hier zur Ver- 

 fügung stehenden Beobachtungsmaterial zu erzielen. 



Als Quelle benutzte ich folgende zwei Zusammenfassungen von bekannten Radialbewegungen von 

 Sternen: 



1. Eine Liste von Radialbewegungen ' von 225 Sternen der Spektralklasse B, deren Analyse mir 

 von besonderem Vorteile zu sein schien, als, wie bekannt, die meisten dieser Sterne in der Milchstraße 

 liegen, 



1 W. W. Campbell. »On the motions of the brighter Class B Stars«. Lick Observ. Bulletin Nr. 195, 1911. 



