Beobachtungen  aiifgestellte,  die  Länge  der  Sonne  in  sich 
enthaltende  *).  Welche  physikalische  Bedeutung  ihr  zu- 
kommt,  und  oh  überhaupt  eine,  soll  und  kann  hier  nicht 
entschieden  werden. 
Da  ich  keine  Veranlassung  habe,  eine  andere  Annahme 
zu  machen,  als  eine  möglichst  einfache,  so  werde  ich  mich 
begnügen,  ein  Correctionsglied  einzuführen  von  der  Form 
b.  sin  h , wo  h den  Winkel  bedeutet,  den  die  Schnittlinie 
des  Objectivs  mit  dem  Horizonte  macht.  In  Betracht  je- 
doch der  Unbestimmtheit,  die  über  die  näheren  Umstände 
bei  der  Messung  obwaltet,  gebe  ich  der  zu  bestimmenden 
Biegungsconstante  b die  Form  y±z,  wo  das  doppelte  Zei- 
chen sich  auf  die  beiden  Lagen  des  Instruments,  Declina- 
tionsaxe  vorangehend  oder  folgend,  bezieht.  Die  Ermitte- 
lung des  Winkels  h für  jede  einzelne  Beobachtung  ist 
möglich,  da  wir  die  Lage  der  Gestirne  gegen  einander 
kennen  und  Dr.  Wichmann  die  Steinzeit  der  Beobach- 
tung immer  mit  aufgeführt  hat.  Es  ist  nämlich 
sin  h = co s[P — p).  sin  2 
wo  2 die  Zenithdistanz  des  Sterns  ist,  P der  Positions- 
winkel, wie  immer  von  Nord  durch  Ost  gezählt,  und  p der 
sogenannte  parallaktische  Winkel,  d.  i.  der  Winkel  am 
Stern  im  Dreieck  zwischen  Pol,  Stern  und  Scheitel,  positiv 
bei  westlichen  Stundenwinkeln,  negativ  bei  östlichen.  Ich 
werde  meine  Rechnungen  nur  auf  eine  der  beiden  Beob- 
achtungsreihen anwenden,  und  wähle  dazu  die  Wich- 
mann sehe,  weil  sie  die  vollständigere  ist  und  weil  gerade 
bei  ihr  durch  Dr.  Wichmann’s  Hypothese  II,  welche  die 
Parallaxe  voraussetzt,  die  um  so  vieles  bessere  Darstellung 
erlangt  worden.  Ueberdies  ist  dieselbe  auch  zur  Prüfung 
meiner  Annahme  die  besser  geeignete,  weil  sie  überhaupt 
stärkere  Aenderungen  des  Stundenwinkels  darbietet,  als  die 
Schlüter  sehe,  und  namentlich  gegen  Ende  einige  sehr 
rasche  Wechsel  in  dieser  Beziehung  aufzuweisen  hat. 
Ebenso  werde  ich  im  Allgemeinen  nicht  die  einzelnen  Di- 
stanzen für  sich  in  Betracht  ziehn,  sondern  gleich  ihre 
Summe  c,  und  es  soll  im  folgenden  diese  Summe  kurzweg 
Distanz  der  beiden  Sterne  pl  und  5l  ' oder  s genannt 
werden,  wenngleich  sie  in  Wirklichkeit  nicht  die  kürzeste 
Entfernung  derselben  von  einander  ist,  sondern  die  Ent- 
fernung gemessen  über  den  Punkt  A,  der  ein  Weniges 
vom  grössten  Kreise  ab  liegt.  Die  durch  die  eigne  Bewe- 
gung dieses  Punktes  A hervorgebrachte  Aenderung  von  a 
ist  hierbei  natürlich  wie  sich’s  gehört  in  Betracht  gezogen. 
Hatte  ich  nun  auf  solche  Weise,  entsprechend  meiner  Ab- 
sicht bei  der  ganzen  Rechnung,  dieselbe  einerseits  mög- 
*)  Comptes  rendus  XXVI,  66. 
liehst  vereinfacht,  so  glaubte  ich  andrerseits  nicht  die 
Mühe  scheuen  zu  dürfen,  in  die  zu  bildenden  Gleichungen 
einige  Unbekannte  mehr  aufzunehmen,  als  eigentlich  no- 
ting gewesen  wäre.  Es  geschah  dies  in  Berücksichtigung 
der  nicht  genug  zu  beherzigenden  allgemeinen  Regel,  in 
jede  Untersuchung  auch  einige  solche  Grössen  mit  hinein- 
zuziehn,  die  schon  von  anderswoher  vielfach  genauer  be- 
kannt sind,  als  sie  jetzt  irgend  bestimmt  werden  könnten. 
Die  sich  für  dieselben  ergebenden  Werthe  nehmlich,  wenn 
sie  auch  an  und  für  sich  keine  Bedeutung  haben,  sind  zu- 
weilen von  entscheidender  Wichtigkeit  für  die  Beurthei- 
lung  des  Zutrauens,  das  den  aus  derselben  Untersuchung 
hervorgegangenen  Bestimmungen  der  andern  Grössen  ge- 
schenkt werden  soll.  Ich  werde  zu  diesem  Zwecke  in 
meine  Gleichungen  Glieder  einführen  für  die  Temperatur 
und  eigne  Bewegung;  endlich  auch  noch  das  Glied  für  Par- 
allaxe, um  beide  Hypothesen  bequem  mit  einander  ver- 
gleichen zu  können.  Meine  vollständigen  Gleichungen  ent- 
halten demnach  5 Unbekannte  und  haben  diese  Form  *)  : 
0 = t.  |A  + f.  M)  + K),  ÿ + Ç.  2 + X.  7C  + ». 
Der  Uebersichtlichkeit  wregen  stelle  ich  nun  zusammen,  was 
die  hier  gebrauchten  Bezeichnungen  zu  bedeuten  haben, 
p.  ist  die  jähidiche  Vergrösserung  der  Distanz  ^entsprechend 
einer  vielleicht  vorhandenen  relativen  eigenen  Bewegung 
der  Sterne  px  und  s;  t — Beobachtungszeit  — 1851,50 
ausgedrückt  als  Bruch  des  Jahres. 
w ist  die  Correction,  welche  an  die  beobachtete  Distanz  a 
anzubringen  ist  für  ein  Sinken  der  Temperatur  um  30°  F.; 
als  Normalpunkt  der  Temperatur  gilt  hierbei  40°  F.,  und 
dem  entsprechend  ist  der  Coefficient  f—1/30  (F.  — 40°), 
wo  F die  Temperatur  während  der  Beobachtung  in  Gra- 
den Fahrenheit. 
y und  2 sind  die  auf  die  Biegung  bezüglichen  Quantitäten, 
wie  oben  auseinandergesetzt;  v\  = sin  h,  £ = ± sin  h 
*)  Bei  der  ersten  Anlage  meiner  Rechnungen  hatte  ich  nach  dem 
Beispiele  Dr.  Wichmann’s  auch  die  Constante  x eingeführt,  deren 
Zweck  es  ist,  den  constanten  Unterschied  unschädlich  zu  machen,  der 
möglicherweise  zwischen  den  jedesmal  gemessenen  Distanzen  und  den 
durch  Rechnung  hergeleiteten  Statt  findet.  Nun  liegen  aber  der  Rech- 
nung Distanzen  zu  Grunde,  die  mit  demselben  Instrumente  von  den- 
selben Beobachtern  nach  genau  denselben  Methoden  gemessen  sind,  als 
die  darzustellenden,  ja  es  sind  zum  Theile  gradezu  diese  selbst;  es  ist 
also  ein  irgend  merklicher  constanter  Unterschied  durchaus  nicht  zu 
erwarten.  Auch  ergaben  sich  durchweg,  bei  den  verschiedensten  son- 
stigen Annahmen,  für  die  Quantität  x ganz  verschwindende  Werthe, 
mehrfach  kleiner  als  der  w.  F.  der  Bestimmung.  Ich  zog  es  daher  um 
der  Einfachheit  der  Darstellung  willen  vor,  diese  Grösse,  die  bei  einer 
strengen  AuQösung  in  der  That  nicht  fehlen  dürfte,  für  meine,  einen 
andern  Zweck  verfolgende,  Rechnung  nicht  weiter  zu  berücksichtigen, 
