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wählte  die  Buchstaben  p und  s ( praecedens  und  sequens\  um 
durch  das  Zeichen  selbst  die  Lage  gegen  den  Hauptstern 
anzudeuten.  Es  ist  unser  : 
pl=a  bei  Schlüter  und  Wichmann; 
p2  — b bei  0.  Struve; 
s1  = a'bei  Schlüter  und  Wichmann  in  W.’s  zweiter, 
= b bei  Schlüter  in  W.’s  erster  Abhandlung; 
s2  = a"  bei  W , = a bei  0.  Str.;  Faye’s  Vergleichsterne. 
A ist  der  Argelander’sche  Stern  selbst;  die  Linie  1730 — 
1930  zeigt  Richtung  und  Quantität  seiner  eignen  Bewegung. 
Nach  0.  Struve,  Dclerm.  de  la  paraît,  de  l'étoile  Groombr. 
1830,  pag.  3,  sind  die  Grössen  dieser  Sterne  die  folgenden: 
A (6),  py  (8.9),  p2  (9.10),  Sj  (8),  s2  (8.9). 
Das  Wesentliche  meiner  Meinungsverschiedenheit  mit 
Dr.  Wichmann  lässt  sich  nun  in  die  folgenden  zwei  Thesen 
zusammenfassen. 
1)  Man  misst  die  Distanz  zweier  Sterne  von  einander, 
von  bei  Schlüter, p , von ■ s bei  Wichmann,  ich 
will  kurzweg  sagen  p von  s;  in  den  für  diese  Distanz  von  na- 
hezu SHOO"  erhaltenen  Werthen  zeigen  sich  periodische  Aen- 
derungen;  die  Behandlung  der  Aufgabe  unter  der  Annahme, 
dass  die  alleinige  Ursache  dieser  Aenderungen  ein  merkli- 
cher Parallaxenunterschied  der  beiden  Sterne  sei,  ergiebt  für 
denselben  den  Werth  1^17  mit  dem  w.  F.  0^08  ; — und  man 
steht  nicht  an,  darauf  hin  diese  Parallaxe  für  das  unzwei- 
deutige Ergebniss  der  Beobachtungen  zu  erklären  (§  12 
p.  50)!  Das  ist,  behaupte  ich,  eine  Hintansezung  aller  Um- 
sicht und  Besonnenheit  in  einer  Weise,  wie  cs  heut  zu 
Tage  und  grade  auf  diesem  Gebiete  kaum  mehr  für  möglich 
gehalten  werden  sollte. 
2)  Man  misst  die  Distanzen  derselben  Sterne  p und  s 
von  einem  dritten  Sterne  A,  der  sehr  nahezu  halben  We- 
ges auf  dem  grössten  Kreise  zwischen^  und  s liegt;  die  Be- 
trachtung der  periodischen  Aenderungen  in  den  Unterschie- 
den dieser,  der  Grösse  und  Richtung  nach  nahezu  gleicher, 
Distanzen  ergiebt  einen  Ueberschuss  der  Parallaxe  von  A 
über  die  halbe  Summe  der  Parallaxen  von  p und  s im  Betrage 
von  0^135  mit  dem  w.  F.  0,013;  — und  dieses  über  alle  An- 
fechtung erhabene  Ergebniss  wird  in  einem  Athem  ausge- 
sprochen mit  jenem  andern,  ja  mit  einer  gewissen  Vorsicht 
als  von  relativ  geringerer  Sicherheit  (§  12  p.  47),  und  schliess- 
lich ganz  verschwinden  gemacht,  indem  (§  16  p.  67)  die  Pa- 
rallaxe 0^72  für  den  Stern  A als  die  sicherste  der  gegen- 
wärtig vorhandenen  Bestimmungen  erklärt  wird!  Das  ist, 
behaupte  ich,  ein  wahres  Verbrechen  gegen  die  Wissen- 
schaft nehmlich  ein  Antasten  ihres  Eigenthums,  ein  wahrer 
Rückschritt  nehmlich  ein  Wiederaufgeben  des  schon  sicher 
Gewonnenen. 
4.  Die  eben  gegebne  Darstellung  der  Thatsachen  ist  in 
der  einfachsten  Form  eine  dem  Wesen  nach  durchaus  ge- 
naue. Dass  nicht  Ap  und  As  gemessen  worden,  sondern,  wie 
Dr.  Wichmann  behauptet,  nur  eine  von  ihnen  und  der 
Unterschied  derselben  von  der  andern  — eine  Ansicht  der 
Sache,  auf  die  wir  noch  weiter  zurückkommen  werden  — 
und  ebenso  nicht  die  Distanz  ps  seihst,  sondern  die  beiden 
andern  Seiten  des  Dreiecks  pAs,  ändert  offenbar  nichts  We- 
sentliches an  der  zu  behandelnden  Frage.  Wende  ich  mich 
nun  aber  zur  Begründung  der  von  mir  aufgestellten  Behaup- 
tungen, so  muss  ich  gestehn,  mich  in  einer  gewissen  Ver- 
legenheit zu  befinden,  eine  Verlegenheit,  wie  wir  sie  jedes- 
mal empfinden,  wenn  wir  Sätze  und  Wahrheiten  angestrit- 
ten und  durch  die  That  in  Abrede  gestellt  sehn,  die  uns  das 
unzweifelhafte  Ergebniss  einer  in  sich  zusammenhängenden 
Reihe  von  Schlussfolgerungen  zu  sein  scheinen.  Da  kommt 
es  offenbar  darauf  an,  von  einem  unbestrittenen  Punkte  aus- 
gehend Schritt  vor  Schritt  die  Folgerichtigkeit  unsrer  Schlüsse 
darzuthun.  Aber  wo  in  der  Reihe  soll  man  beginnen,  wo 
kann  man  erwarten  noch  in  Uebereinstimmung  zu  sein? 
Dazu  kommt,  dass  in  unserem  Falle  Alles,  was  vorgebracht 
werden  müsste,  auch  sonst  schon  deutlich  genug  gesagt  wor- 
den; und  dass  eindringlicher  als  alle  Worte  Thatsachen 
sprechen,  die  als  in  Jedermanns  Besitz  vorausgesetzt  wer- 
den müssen.  In  der  That,  wer  dürfte  sich  heute  mit  Bestim- 
mung von  Parallaxen  beschäftigen,  und  sollte  nicht  das  er- 
ste Kapitel  von  Peters’  « Recherches  stir  la  parallaxe  des 
étoiles  fixes»  kennen,  diese  in  so  hohem  Grade  lehrreiche 
Schilderung  scheinbarer  Erfolge  und  verunglückter  Bemü- 
hungen ; Bemühungen,  die  aber  nichts  weniger  als  werth- 
los sind,  wenngleich  das  Ziel,  auf  dessen  Erreichung  sie 
zunächst  gerichtet  waren,  verfehlt  worden  — ja  die  vielleicht 
eben  dadurch  einen  besondern  Werth  für  uns  erhalten. 
Wahrlich,  der  künftige  Geschichtschreiber  der  Astronomie 
wird  nicht  unterlassen  dürfen,  in  der  Kleinheit  der  Paralla- 
xe der  Fixsterne  einen  glücklichen  Umstand  anzuerkennen, 
der  der  weiteren  Ausbildung  der  Methoden  und  der  über- 
raschenden Vervollkommnung  der  Werkzeuge  astronomi- 
scher Beobachtung  in  ganz  besonderer  Weise  Förderlich 
gewesen.  Mit  gerechtem  Stolze  darf  die  Wissenschaft  darauf 
hinsehn,  was  in  dieser  Beziehung  geleistet  worden:  und 
wären  ähnliche  Bedenken  nicht  schon  zu  wiederholten  Ma- 
len ausgesprochen,  aber  immer  wieder,  und  meist  in  kurzer 
Frist,  durch  die  Erfahrung  als  unbegründet  erwiesen  wor- 
den; man  könnte  wohl  versucht  sein  zu  glauben,  jetzt  der- 
jenigen Grenze  nahe  gekommen  zu  sein,  die  zu  überschrei- 
ten, bei  den  nun  einmal  gebotenen  Umständen  und  bei  dem 
uns  zu  Theil  gewordenen  Maass  der  Sinneskr alte,  kaum 
mehr  möglich  scheint.  Zu  einem  solchen  Glauben  ist  aber 
