Sıruve: Bestimmung der Saecularbewegung des V. Jupitermondes. 807 
Der Unterschied beider Werthe, aus einem Zeitraum von ıı bis 
ı2 Jahren geschlossen, ist etwas grösser, als man nach den obigen 
w.F. erwarten sollte; abgesehen von den systematischen Fehlern, die 
hier eine so bedeutende Rolle spielen, wäre es jedoch auch möglich, 
dass eine Neureduction der früheren Beobachtungen in y, für welche 
Dr. Conx die genaue Kenntniss der Winkel p—p, fehlte, eine Ver- 
besserung des Werthes von @ für 1892 herbeiführen würde. 
Für die Abweichung des optischen Centrums vom Schwerpunkt 
des Planeten haben die Messungen 1904 den Werth 
öy = —0"274 #0!037 (Schwerpunkt — Opt. Centrum) 
ergeben. Die Abweichung ist also zweifellos verbürgt und liegt offenbar 
an den bereits bezeichneten Ursachen, die ebensowohl eine Ver- 
schiedenheit in den Einstellungen auf den Nord- und Südrand wie 
auch auf den Ost- und Westrand bewirken können. Dem Vorzeichen 
nach ist die Verschiebung entgegengesetzt derjenigen, welche ich 
früher aus meinen Beobachtungen am Saturnsystem gefunden hatte 
(Publications de Poulkova Vol. XI, p. 127). 
Einer weiteren Aufklärung durch spätere Beobachtungen bedarf 
die Frage, warum einerseits die Beobachtungsreihe von 1898— 99 eine 
ganz verschwindende Abweichung von der Kreisbahn e = 0.00052, 
andererseits die früheren Beobachtungsreihen am Lick-Refractor eine 
erheblich grössere Excentrieität wie die Reihen 1902—1905 ergeben 
haben. Ich halte es für wahrscheinlich, dass auch diese Unterschiede 
den oben erwähnten systematischen Fehlern zuzuschreiben sind. Jeden- 
falls kann die Beobachtungsreihe 1898—99 weder für noch gegen 
die hier gefundene Säeularbewegung sprechen. Um zu erfahren, welchen 
Einfluss die aus den Jahren 1902 — 1905 abgeleitete Excentrieität auf 
die Darstellung der Messungen von 1898—99 hat, sind die übrig- 
bleibenden Fehler ® auch unter der Voraussetzung e = 0.00285, 
m = 102° (1899 Jan. 1.0 Gr.) berechnet und in der obigen Zu- 
sammenstellung für 1898—99 in der Columne e = 0.00285 gegeben. 
Es zeigt sich, dass die Darstellung dadurch in der That nur wenig 
beeinflusst wird. 
Indem hiernach die Beobachtungsreihe 1898 — 99 hinsichtlich derr 
Bestimmung der Säcularbewegung ausscheidet, die übrigen Reihen 
sich aber um Epochen gruppiren, die beiläufig um rı oder ı2 Jahre 
oder nahe die Umlaufszeit des Planeten auseinanderliegen, so würde 
die alleinige Vergleichung der Mittelwerthe für diese beiden Epochen 
ebensowohl eine Säcularbewegung von 916° wie eine um etwa 30-35° 
kleinere Bewegung oder genauer eine solche von 884°ı (im jul. Jahre) 
zulassen. Für die grössere Bewegung sprechen jedoch ebenso ent- 
82° 
