29 



So fand Argelander allein aus nördlichen Sternen diesen Punkt 

 in 260°.8 gerader Aufsteigung (a) und 30°.3 nördlicher Abweichung 

 (<?), während Ga'lloway ihn später mit Berücksichtigung südlicher Sterne 

 — deren Positionen jedoch hei weitem nicht so sicher sind als die der 

 nördlichen — ihn in a : 260° d : 34°.4 ableitete. Vor einigen Jahren 

 hat de Ball in einer diesen Gegenstand betroffenden Dissertation 

 mit Benützung südlicher Positionen, die er für genauer hält, diesen 

 Punkt als in a : 269° d : 23° gelegen bezeichnet, welche Bestimmung 

 sich also ziemlich stark wieder von den früheren, besser übereinstim- 

 menden entfernt. Ungefähr ist jedoch dadurch die Richtung der trans- 

 latorischen Sonnenbewegung wohl bestimmt. Weniger sicher ist die 

 Geschwindigkeit dieser Bewegung bekannt, doch nimmt man nach den 

 Resultaten neuerer Untersuchungen an, dass sie etwa 4 g. M., d. i. 

 zufällig nahe ebensoviel betrage, als die Geschwindigkeit der Erde in 

 der Bahn um die Sonne. 



Befreit man die scheinbare Ortsverschiebung der Fixsterne von 

 dem aus der Sonnen Wanderung entspringenden Betrage, so bleibt die 

 eigentliche Bewegung derselben. Für den gegenwärtigen Zweck ist dies 

 jedoch nicht nöthig, da es sich, wie schon erwähnt, nicht um die ab- 

 solute, sondern um die relative Geschwindigkeit im Vergleiche zur 

 Sonne handelt. Die scheinbare jährliche Eigenbewegung, verglichen mit 

 der Entfernung, gibt dann ihre lineare Translation, jedoch nur in der 

 zur Gesichtslinie*normalen Ebene, da wir die in die Gesichtslinie fallende 

 Verschiebungscomponento auf diese Weise nicht wahrnehmen können. 



Die Entfernung der Fixsterne drückt sich uns aus durch die 

 scheinbare Ortsveränderung, welche dieselben erfahren, wenn sie aus 

 den zwei Endpunkten der grössten Standlinie, welche wir überhaupt 

 erlangen können, beobachtet werden, d. i. aus zwei diametral entgegen- 

 gesetzten Stellungen der Erde gegen die Sonne. Diese Verschiebung ist 

 der doppelte Betrag der sogenannten Fixsternparallaxe. 



Bekanntlich ist die Parallaxe auch für die nächsten Fixsterne 

 so gering, dass die sorgfältigsten Methoden und Instrumente noth wendig 

 sind, sie zu ermitteln. Sie ist daher nur von verhältnissmässig wenigen 

 Sternen bekannt. Aehnliches gilt von der jährlichen Eigenbewegung, 

 wenigstens insoferne, als man zu ihrer Bestimmung nur schwer auf die 

 ältesten ungenauen Cataloge zurückgreifen kann. Doch hat man von der 

 Zukunft viel eher genaue Bestimmungen der Eigenbewegungen, als solche 

 der Parallaxen zu erwarten. In der folgenden Zusammenstellung sind 

 alle Fixsterne angeführt, für welche sowohl Parallaxe als scheinbare 



