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Struve  sehe  Bedingungsgleichur.g  =0,22  [x — 0^085),  auf 
die  von  O.  Struve  gefundene  Parallaxe  = 1/3\X — 0,085): 
ist  es  wohl  recht,  wenn  Prof.  Peters  sodann  sagt:  »es  ist 
wohl  mit  Sicherheit  anzunehmen,  dass  x die  Grösse  einer 
Secunde  nicht  erreicht  hat",  nachdem  er  seihst  eine  Seite 
früher  gesagt  hat,  dass  gleich  bei  der  Einstellung  des  In- 
struments durch  die  Declinationsschraube  der  Stern  nur  ei- 
nige Zehntel  einer  Sekunde  vom  Faden  entfernt  war!  Nein, 
die  Grösse,  um  die  es  sich  hier  handelt,  sind  einige  Iiun- 
derlel  der  Sekunde,  das  lehrt  den  Beobachter  die  erste  Be- 
obachtung: und  nur  um  wirklich  nichts  zu  versäumen,  was 
dazu  beitragen  konnte  die  Genauigkeit  zu  erhöhen,  gewis- 
sermaassen  um  dem  Instrumente  gerecht  zu  werden,  ist 
diese  Beobachtungsart  gewählt  worden,  die  leider  zu  so 
vielen  irrigen  Auffassungen  Veranlassung  geworden,  die 
aber  dem  Beobachter  wahrhaft  zur  Ehre  gereicht.  Ich  füge 
noch  hinzu,  dass  eine  jede  Vergrösserung  des  x eine  Ver- 
kleinerung der  resultirenden  Parallaxe  zur  Folge  hätte,  wäh- 
rend negative  Werthe  von  x,  wie  auch  Prof.  Peters  zu 
meinen  scheint,  durch  die  Natur  der  Sache  entschieden  zu- 
rückgewiesen werden.  Es  ist  also  nirgends  eine  Veranlas- 
sung geboten  zu  einem  Zweifel  an  der  sehr  nahen  Richtig- 
keit aller  hier  erlangter  Bestimmungen. 
In  der  That,  was  irgend  dagegen  sollte  vorgebracht  wer- 
den können,  hätte  immer  nur  in  so  weit  eine  Berechtigung, 
als  der  Umstand  geltend  gemacht  würde,  dass  die  beiden 
hinter  einander  zu  beobachtenden  Sternenpaare  nicht  unter 
vollkommen  gleichen  Bedingungen  sich  befinden.  Wenn- 
gleich nun  grade  Einwendungen  dieser  Art  von  keiner  Seite 
her  erhoben  worden,  so  scheint  es  mir  doch,  da  hier  ein- 
mal die  Rede  darauf  gekommen,  der  Mühe  werth,  diesen 
Umstand  etwas  näher  ins  Auge  zu  fassen.  Hätte  O.  Struve 
nicht  den  Wunsch  gehabt,  in  seine  Untersuchung  grade  den 
Stern  mit  aufzunehmen,  durch  den  Faje  die  starke  Paral- 
laxe erhalten  hatte,  so  wäre  ohne  Zweifel  seine  Wahl  der 
Vergleichsterne  eine  andre  gewesen.  Aber  auch  so  wie  es 
jetzt  ist  glaube  ich  nicht,  dass  das  eigentliche  Resultat  ir- 
gend merklich  darunter  gelitten  hat.  Denn  was  zunächst 
den  Mangel  an  Symmetrie  in  Bezug  auf  die  zßdiflerenz  be- 
trilTt,  so  hat  O.  Struve  selbst  schon  gezeigt,  dass  ein  jeder 
davon  hergenommene  Einwand  vollständig  beseitigt  wird 
durch  den  glücklichen  Zufall,  dass  die  wegen  nicht  ganz 
gleicher  Helligkeit  der  beiden  Vergleichsterne  etwas  ver- 
schiedenen Gewichte  der  einzelnen  Messungen  fast  genau 
im  umgekehrten  Verhältnis^  der  entsprechenden  A.ldifi'e- 
renzen  stehn.  Demzufolge  nehmlich  müssen  die  an  den 
verschiedenen  Tagen  sich  zeigenden  Fehler  in  der  Summe 
der  Declinationsditferenzen,  die  ja  offenbar  nicht  hlos  aus 
der  Verstellung  des  Instruments  sondern  zum  Theil  auch 
aus  eigentlichen  Beobachtungsfehlern  hervorgegangen  sind, 
aus  beiden  Ursachen  auf  gleiche  Weise  auf  die  einzelnen 
Declinationsdifi'erenzen  vertheilt  w erden,  so  dass  es  auf  eine 
Trennung  beider  Fehlerquellen  nicht  weiter  ankommt. 
Beträchtlicher  aber  als  in  /R  unterscheiden  sich  die  ein- 
zelnen Sternenpaare  in  Bezug  auf  die  Grösse  der  zugehöri- 
gen Declinationsdifi'erenzen.  Beim  Beginn  der  Beobachtun- 
gen w aren  dieselben  resp.  166"  und  34",  änderten  sich  aber 
in  Folge  der  eignen  Bewegung  des  Argelander’schen  Sterns 
bis  zum  Schlüsse  der  Beobachtungen  bis  178"  und  22",  so 
dass  der  mittlei’e  Unterschied  der  beiden  einseitigen  Decli- 
nationsdifferenzen  144"  beträgt;  und  es  kommt  nun  eigent- 
lich darauf  an,  wie  frei  von  periodischen  Fehlern  diese 
Distanz  durch  die  Schraube  des  Filarmikrometers  gemessen 
worden.  Denn  offenbar  werden  Fehler  dieser  Art  durch  die 
Methode  und  Anoi'dnung  der  Beobachtungen  nicht  eliminirt. 
Da  scheint  es  denn,  als  oh  alle  die  Bedenken  wieder  erho- 
ben werden  dürften,  die  oben  gegen  die  Benutzung  der 
Summe  der  Heliometerdistanzen  zur  Herleitung  eines  Paral- 
laxenunterschiedes der  Vergleichsterne  geltend  gemacht 
wurden.  Dagegen  ist  aber  zunächst  zu  bemerken,  dass  je- 
ne Distanz  nahezu  3200"  betrug,  das  ist  das  22fache  des- 
sen, was  hier  die  Schraube  messen  soll,  und  dass  also  un- 
ter sonst  gleichen  Umständen  einem  Fehler  von  1^2  in  je- 
nem Falle  hier  doch  nicht  mehr  als  etwa  5 bis  6 Hunder- 
tel der  Sekunde  entsprechen  würden.  Nun  sind  aber  die 
Umstände  hier  keineswegs  dieselben  wie  dort,  sondern  in 
allen,  oben  als  wesentlich  erkannten,  Beziehungen  ungleich 
günstigere.  Die  von  der  messenden  Schraube  zu  bewegen- 
de Masse  reicht  hier  gewiss  nicht  hin,  eine  irgend  in  Be- 
tracht kommende  Tension  zu  erzeugen.  Ferner  hei  22,5 
Fuss  Brennweite  entspricht  einem  Fehler  selbst  von  einer 
ganzen  Linie  in  der  Stellung  der  Fäden  in  Bezug  auf  den 
Focus  doch  nur  ein  Fehler  von  etwa  0^04  in  der  Messung 
einer  Distanz  von  144";  die  richtige  Stellung  der  Fäden 
wurde  aber  jedes  Mal  mit  besondrer  Sorgfalt  ermittelt  unter 
Anwendung  einer  bedeutend  stärkeren  Vergrösserung,  als 
der  bei  der  Beobachtung  selbst  gebrauchten,  so  dass  ein 
Fehler  auch  von  einer  Viertellinie  beinahe  unmöglich  scheint. 
Ebenso  wurde  eine  besondre  Sorge  verwandt  auf  möglich- 
ste Ausgleichung  der  Temperatur  in  den  verschiedenen  Thei- 
len  des  Instruments;  es  galt  in  dieser  Beziehung  die  Regel, 
dass  immer  schon  einige  Stunden  vor  dem  Beginn  der  Be- 
obachtungen die  Klappen  geöffnet  waren.  Der  zur  Reduc- 
tion benutzte  Thermometercoefiïciènt,  — 0,00022  für  jeden 
Grad  Réaumur  und  jede  Revolution  von  9 ^7 3 , beruht  auf 
unmittelbaren  Messungen  der  Focahveite.  Bei  den  in  Rede 
stehenden  Beobachtungen  geht  nun  die  Temperatur  von 
— 13°  R.  bis  -+-  13°  R.,  und  dem  entsprechen  also  für  die 
