Ueber die eigene Bewegung des Sonnensystems. 579 
Durch Einführung der Gleichungen (11) und (12) verwandelt sich nun unsere 
Gleichung (10) in die folgende 
As &"(y)=V$e +72 os NP BTE RO MAUNE, ST LO) 
Um hier 4s zu eliminiren, seien wieder € und €’ die Oerter der Sonne im 
Raume zu Anfange und zu Ende der Leitemheit, die ganze Bewegung der 
* Sonne in der Zeiteinheit, CC'= 2, und r die Entfernung eines Sterns $ von 
C; so ist offenbar in dem Dreiecke SCC” der Winkel SCC'— 7, der Winkel 
CSC’ — As, und dabei, da wir dreist CS mit C’S verwechseln kônnen, so 
wie Sn As mit 1s 
, R @. 
AS =7 — Sir 
wenn y den Boyen bezeichnet, der dem Radius gleich ist, und unsere Formel 
(10) oder (10*) verwandelt sich also in 
U)Z 37 Vi é Hr° é2À à Cosec y nr OS pandas (LO) 
? 
Für verschiedene Sterne werden nun auch die & verschieden sein: sie hängen 
im Allsemeinen ab von der wirklichen Grüsse der Bewegungen, den Richiun- 
gen derselben und den Entfernungen der Sterne von uns. Die wirkliche 
Grôsse der Bewegung ist gewiss für verschiedene Sterne sehr ungleich, gewiss 
bewegen sich manche Sterne rascher, andere langsamer; im Mittel werden wir 
aber annehmen müssen, dass alle Sterne sich gleich rasch bewegen, so wie wir 
schon vorher gezeigt haben, dass wir auch für die Richtung nur eine mitilere 
supponiren künnen. Von den drei Umständen, die die Grôsse von e” bedingen, 
bleibt also nur der dritte, die Entfernung, für verschiedene Sterne verschieden 
und erkennbar durch die Grôsse der Bewegung; wir werden also die verschie- 
denen e’ den Enifernungen umgekehrt propurtional, d. h. re’ für alle Sterne 
constant, annehmen müssen. Da wir nun e für alle Sterne gleich vorausgesetz1 
haben, so ist &” (w’) für einen Stern von gegebener Entfernung proportional 
der Cosecante von 7, oder es ist für Sterne von gleicher Entfernung Sir 7 das 
Maass der Praecision, Für Sterne verschiedener Entfernung hingegen, aber 
