Ueber die eigene Bewegung des Sonnensystems. 577 
sehr wemig afficirt, und kônnen sie daher auch nur mit geringer Sicherheit 
.geben: indem die Beobachtungsfehler, so wie ïhre wahren Bewegungen hier 
bedeutend vorherrschen; solche wieder, die um ‘einen Quadranten von jenen 
_ abstehn, und auf deren Ortsveränderung die Sonnenbewegung daher den grôss- 
ten Einfluss ausübt, werden dieselbe auch wieder mit der grôsst môglichen 
Genaugkeit bestimmen; und es lässt sich überhaupt leicht einsehn, dass die 
Genauigkeit mit dem Sinus des Abstandes von den Punkten Q und T° wächst: 
dieses berücksichtigt unsere Formel (8). Eben so deuilich ist aber auch, dass 
die Sonnenbewegung in den Positionen der nähern Sterne grôssere scheinbare 
Orisveränderungen hervorbringen muss, als in dénen der entferntern. Wenn 
nun gleich auch die wahren Bewegungen dieser wegen ihres grôssern Abstandes 
uns geringer erscheinen müssen, als die der nähern, und daher das Verhäliniss 
der wahren und scheinbaren auf die ganzen Bewegungen in allen Entfernungen 
dasselbe sein wird; so ist dies doch mit den Beobachtungsfehlern keinesweges 
der Fall, sondern diese afficiren die stärkern Bewegungen der nähern Sterne 
verhältnissmässisg weniger, als die geringeren der weiter abstehenden. Es ist 
also die Genauigkeit zugleich eine Function der Entfernung der Sterne. Die 
folzende Betrachtung wird dies noch deutlicher zeigen. 
Bezeichnen wir die ganze Bewegung eines Sterns, wie sie sich uns dar- 
stellt, in 4R und Declination mit /a und 40, den durch die Sonnenbewe- 
eung erzeusten oder scheinbaren Theil derselben mit Ja und 49’, den durch 
.die wahren Beweoungen der Sterne erzeugten mit 4a und 4d; so ist, wenn 
wir {&° Cos 0 + 40° = Às° setzen, 
AS Sin y = Cos d Ax = Cos d (Aa — Aa) 
As Cos w' = oO = (A0 — Ad) 
Aus diesen Gleichungen erhalten wir durch Differentiation und Elimination des 
Differentials von 45 
As dy = Cos y d.(Cos à Aa) — Cos y d.(Cosd Aa) — Sin y’ d. A+ Sin y d. Ad 
und wir haben also, wenn wir allgemein den wabrscheinlichen Fehler einer 
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