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gleichem Winkelabstande vom Punkte @, ist die Praecision eine Function des 
Abstandes r. Es folot also hier, wie oben, dass im Allgemeinen nähere Sterne 
eine grôssere Sicherheit gewähren werden, als entferntere, und dass wir daher 
auch jede Gleichung nicht nur mit Sir 3 multipliciren, sondern auch durch 
eine Function von r dividiren müssen, um alle auf gleiche Praecision zu brin- 
gen, nämlich diejenige, die beim Winkelabstande 7; —90° und in der ÆEni- 
fernung 1 stattfindet. 
Man kann die Aufgabe auch noch auf eine andere Art behandeln, indem 
man nicht die Richtungswinkel mit den Declinationskreisen, sondern die Pole 
der Richtungen, B, aus den beobachteten eigenen Bewegungen berechnet. Da 
diese nämlich alle um einen Quadranten von dem Punkte Q absiehen müssten, 
wenn die Bewegungen allein von dem Fortrücken des Sonnensysiems nach die- 
sem Punkte herrührten; so werden bei dieser Behandlungsart die Unterschiede 
der verschiedenen BQ von 90° die Daten der Aufgabe abgeben, deren Qua- 
dratsumme man zu einem Minimum machen muss, oder mit andern Worten: 
man wird einen Punkt Q suchen müssen, so gelegen, dass die Samme der 
aufs Quadrat erhobenen senkrechten Abstände desselben von den verschiedenen 
Richtungskreisen ein Minimum werde. Man übersieht jedoch leicht, dass diese 
Behandlungsart, sobald die Uniterschiede zwischen den beobachteten und be- 
rechneten Richtungen gewiss sind, ganz, in den andern Fällen, bei einer hin- 
länglichen Zahl von Bedingungsgleichungen, sehr nahe mit der frühern überein- 
kommt. Da sie aber etwas weitläuftigere Rechnung erfordert, habe ich sie 
nicht angewandt, obgleich sie vielleicht die natürlichste ist, und entwickele 
auch hier nicht weiter die Formeln für dicselbe. Ich gehe daher jetzt zur 
numerischen Rechnung über. 
$ 4. 
Aus der Vorrede meines Sterncatalogs ist ersichtlich, dass derselbe alle 
diejenigen Sterne enthält, deren jährliche eigene Bewegung die früher vorhau- 
denen Daten zu 0”,2 im Bogen des grôssten Kreises, oder grôsser, ergeben 
