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ist  die,  dass  die  Fehler  direct  proportional  sind  der  Distanz. 
Bleibt  man  hierbei  stehn,  so  kann  man  die  beiden  Einzel- 
bestimmungen vor  ihrer  Vereinigung  zum  Mittel  verbessern; 
es  findet  sich  auf  solche  Weise  für  das  Schlüter’sche 
0^182  — 8,9  £ die  Correction  — . 1^148  = — 0^012, 
und  für  das  Wichmann’sche  0^0875-4-18,1  è,  die  Correc- 
tion -f-  . l"l86  ==  -t-  0"020,  und  wie  man  sieht  wirken 
diese  Correctionen  beide  Mal  darauf  hin,  die  Bestimmungen 
einander  zu  nähern.  Die  in  Bezug  auf  den  Werth  von  £ 
bestehende  Unsicherheit  hat  schon  auf  die  einzelnen  Be- 
stimmungen einen  kaum  in  Betracht  kommenden  Einfluss, 
einen  noch  bedeutend  geringeren  aber  auf  das  Mittel.  Be- 
hält man  das  Bessel’sche  £ = -+-0^0002  bei,  so  ist 
nach  Schlüter  ^4  = — t—  0^t 68  — i—  Afp x n-sj 
nach  Wichmann  A = ~t~  0^111  -+-  i(2 \pl  -4-Sj  -+-s2). 
Beiden  Bestimmungen  kommt  sehr  nahe  derselbe  w.  F.  zu 
0^018  und  0j019 ; das  Mittel  wird  also 
A = -+-  0"l  41  ± 0"01 3 -4-  i(4 Pl  h-  3Sl  -4-  s2), 
und  es  wäre  in  der  That  nicht  die  geringste  Veranlassung 
vorhanden  zu  einem  Zweifel  darüber,  ob  wirklich  die  Zu- 
verlässigkeit dieser  Bestimmung  durch  den  für  sie  erhalte- 
nen w.  F.  ausgedrückt  wird,  wenn  nicht  dieser  w.  F.  selbst 
so  ausserordentlich  gering  wäre,  dass  wir  in  der  Bestim- 
mung desselben  eine  seinen  Werth  vielleicht  mehrfach  über- 
trefl'ende  Unsicherheit  als  sehr  wohl  möglich  anerkennen 
müssen.  Es  versteht  sich  von  selbst,  dass  hierdurch  kei- 
neswegs Zweifel  erweckt  werden  sollen  an  der  gewiss  sehr 
nahen  Richtigkeit  des  für  A erhaltenen  Werthes;  wir  sollen 
nur  verhindert  werden,  uns  dadurch,  dass  andre  mit  einem 
ähnlichen  Anspruch  auf  Genauigkeit  auftretende  Bestim- 
mungen von  dieser  vielleicht  mehr  abweichen,  als  die  bei- 
derseitigen w.  F.  erwarten  lassen,  gleich  zu  weiteren  Schlüs- 
sen berechtigt  zu  halten.  Ich  sage  dies  mit  Beziehung  auf 
die  beiden  von  Peters  und  O.  Struve  für  die  Parallaxe 
unsres  Sterns  erhaltenen  Bestimmungen.  Aus  Declinations- 
difierenzen  von  A gegen  zwei  Vergleichslerne,  den  auch 
bei  Wichmann  vorkommenden  Stern  s2  und  einen  andern 
Stern  p2,  in  der  Nähe  des  von  Schlüter  und  Wichmann 
benutzten  Sterns  px,  gemessen  mit  dem  Filarmikrometer  des 
Pulkowaer  Refractors,  fand  O.  Struve: 
A = - \-  0"034  ± 0"029  -4-  \{p2  s2). 
Schon  früher  erhielt  Peters  aus  Zenithdistanzen,  gemessen 
mit  dem  Verticalkreise  der  Pulkowaer  Sternwarte,  die  ab- 
solute Parallaxe; 
A = -4-0"226-±:0''l41, 
■ HP 
und  ich  möchte  nun  behaupten,  dass  nicht  nur  die  Königs- 
berger, genau  in  der  Mitte  liegende,  Bestimmung  gegen  jede 
der  beiden  eben  angeführten,  sondern  auch  diese  beiden 
unter  sich  eine  Uebereinstimmung  zeigen  , die  besser  zu 
erwarten  wir  durchaus  nicht  berechtigt  sind.  Es  ist  also  in 
diesen  Bestimmungen  an  und  für  sich  nicht  der  geringste 
Anlass  geboten  zu  der  Vermuthung,  dass  die  eine  oder 
andre  der  uns  unbekannten , aber  nach  allen  bisheri- 
gen Erfahrungen  als  verschwindend  klein  — kleiner  als 
0,01  — zu  betrachtenden  Quantitäten  p,,  p2,  sl5  s2  in  die- 
sem besondern  Falle  eine  irgend  merkliche  Grösse  sollte 
haben  können.  Den  aus  allen  diesen  Bestimmungen  auf 
gleiche  Weise  sich  ergebenden,  man  darf  gern  sagen  wider 
Erwarten  geringen,  Werth  der  Parallaxe  von  A halte  ich  für 
eins  der  am  sichersten  dastehenden  Daten  auf  diesem  Ge- 
biete; und  wenn  dasselbe  mit  unsern  bisherigen  Vorstellun- 
gen über  die  Entfernungen  und  wirklichen  Bewegungen  am 
Fixsternhimmel  nicht  recht  im  Einklang  ist,  so  folgt  wie 
oben  schon  bemerkt  daraus  nur,  dass  wir  diese  Vorstellun- 
gen noch  um  Vieles  zu  berichtigen  haben. 
23.  Ich  darf  endlich  auch  das  mit  den  eben  aufgeführten 
Bestimmungen  im  entschiedensten  Widerspruch  stehende 
Ergebniss,  das  Faye  aus  etwa  9monatlichen  Beobachtun- 
gen der  Rectascensionsdiflerenz  des  Argeiander  sehen 
Sterns  und  des  Sterns  s2  abgeleitet  hat,  hier  nicht  ganz  un- 
erwähnt lassen.  Er  fand: 
A = -4- 1^085  it  0^044  -4-  s2. 
Zufolge  der  oben  gegebenen  allgemeinen  Auseinandersetz- 
ungen dürfte  dieser  Bestimmung,  auch  wenn  keine  andre 
ihr  entgegenstände,  doch  gar  kein  Gewicht  beigelegt  wer- 
den, weil  bei  Vergleichung  mit  nur  einem  Sterne  eine  Eli- 
mination des  jedesmaligen  Zustandes  des  Instruments  nicht 
stattgefunden  hat.  Es  kann  nicht  oft  und  dringend  genug 
gesagt  werden,  dass  auf  solche  Weise  heute  keine  Paralla- 
xenbestimmungen mehr  unternommen  werden  dürfen.  In 
der  That  waren  auch  die  von  W.  Struve  gegen  die  Beob- 
achtungsmethode erhobenen  Bedenken,  ganz  besonders  aber 
wohl  das  Hinweisen  auf  die  starke  negative  Parallaxe  tiir 
61  Cygni,  die  Ressel  aus  ganz  ähnlichen  nur  ungleich  voll- 
ständigeren und,  man  beachte  wohl,  nicht  am  Aequatorial 
sondern  am  Passageninstrumente  angestelltcn  Beobachtun- 
gen erhalten  hatte,  für  Herrn  Faye  entscheidend  genug,  die 
begonnenen  Beobachtungen  nicht  weiter  fortzusetzen.  Durch 
solche  gegen  die  eigne  Arbeit  geübte  Kritik  halte  ich  die 
Betrachtungen,  die  Dr.  Wichmann  pag.  38  in  Bezug  auf 
diesen  Gegenstand  anstellt,  für  hinlänglich  widerlegt.  Venn 
aber  an  dieser  Stelle  mitbesonderm  Nachdrucke  die  1 halsarhe 
hervorgehoben  wird,  dass  bei  der  in  Rede  stehenden  Reob- 
