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Distanz  144"  Gorrectionen  von  -t-  0^042  bis  — 0^042. 
Aber  trotz  der  Geringfügigkeit  dieser  Quantität  würde  ich 
doch  die  darin  noch  steckende  Unsicherheit  für  die  Haupt- 
quelle eines  möglichen  Fehlers  in  dem  als  Endergebniss 
hingestellten  Werthe  der  Parallaxe  halten,  wenn  nicht  diese 
letztere  in  unserm  Falle  von  dem  Einflüsse  der  Temperatur 
beinahe  gänzlich  unabhängig  wäre.  Wollte  man  eine  neue 
Auflösung  der  Gleichungen  durchführen  mit  Beibehaltung 
des  Thermometercoefficienten  in  Form  einer  unbestimmten 
Grösse,  so  würde  sich  in  Zahlen  zeigen,  wie  weit  diese  Be- 
hauptung begründet  ist.  Aber  auch  ohne  dies  wird  die 
Wahrheit  derselben  dadurch  anschaulich,  dass  die  Extreme 
der  Parallaxenwirkung  grade  auf  diejenigen  Jahreszeiten 
fallen,  in  denen  die  Temperatur  sehr  nahezu  die  mittlere 
ist,  nehmlich  Mitte  April  und  October.  Ich  hebe  diesen  Um- 
stand besonders  hervor,  weil  ohne  Zweifel  eben  dadurch 
auch  manche  andre  Störungen  unschädlich  werden,  und  füge 
mit  Rücksicht  auf  die  oben  angestellten  Betrachtungen  noch 
hinzu,  dass  auch  die  Veränderung  der  Temperatur  während 
der  Zeit  der  Beobachtung,  wie  solche  aus  den  mehrfachen  Ab- 
lesungen des  Thermometers  hervorgeht,  grade  um  die  Zeit 
der  stärksten  Parallaxenwirkung  eine  nur  geringe  gewesen. 
Fasst  man  Alles  zusammen,  so  muss  man  wohl  zugeben, 
dass  in  unserm  Falle  die  vorhandne  Ungleichheit  der  bei- 
derseitigen Declinationsdifferenzen  nicht  hinreicht,  die  Zu- 
verlässigkeit des  Resultats  merklich  zu  beeinträchtigen;  wo- 
bei jedoch  nicht  in  Abrede  gestellt  werden  soll,  dass  eine 
in  dieser  Beziehung  nach  vollständigere  Symmetrie  jeden- 
falls noch  besser  gewesen  wäre,  ja  unter  andern  Umstän- 
den eine  ganz  unerlässliche  Forderung  werden  könnte. 
Es  sind  endlich  die  beiden  Sternenpaare  in  noch  einer 
Hinsicht  von  einander  verschieden:  in  Hinsicht  nehmlich 
der  Helligkeit  der  einzelnen  Sterne.  Ich  muss  erwähnen, 
dass  ich  hierauf  erst  nach  Vollendung  meines  Aufsatzes  und 
von  andrer  Seite  her  aufmerksam  gemacht  worden  bin;  und 
es  war  vornehmlich  der  Wunsch,  diese  Bemerkung  nicht 
unberücksichtigt  zu  lassen,  was  mich  bewog,  diesem  Nach- 
trage eine  weitere  Ausdehnung  zu  geben,  als  der  durch 
Prof.  Peters  Aufsatz  gebotene  Anlass  allein  es  heischte. 
Es  ist  oben  wiederholt  und  nachdrücklich  ausgesprochen 
worden,  dass  im  Allgemeinen  ein  jeder  Mangel  an  Symme- 
trie die  Anwendung  des  Princips  der  Differenzen  beein- 
trächtigt; es  ist  also  gewiss  auch  der  in  Rede  stehende  Man- 
gel in  nähere  Erwägung  zu  ziehn,  damit  man  ein  Urtheil 
gewinne,  wie  weit  in  unserm  besondern  falle  aus  diesem 
Grunde  eine  Beeinträchtigung  der  Folgerungen  zu  befürch- 
ten sei.  Der  Argelander’sche  Stern  A ist  (G.)  Grösse,  von 
den  beiden  von  O.  Struve  benutzten  \ ergleichsternen  ist 
der  nördlich  vorangehende  b (9.10),  der  südlich  nachfolgen- 
de a (8.9).  Da  nun  der  helle  Argelander’sche  Stern  beide 
Mal  beobachtet  wird,  so  könnte  es  scheinen,  als  ob  die  Ver- 
schiedenheit in  Bezug  auf  Helligkeit  überhaupt  nur  unbe- 
deutend sei.  Dem  ist  aber  nicht  so,  wenn  man  in  Betracht 
zieht,  dass  die  beiden  Sterne  jedes  Paares  nicht  auf  gleiche 
Weise  beobachtet  werden.  Der  feste  Faden  kommt  beim 
ersten  Paare  auf  den  Stern  (9.10)  zu  stehn,  beim  zweiten 
Paare  auf  den  Stern  (6.),  und  dem  entsprechend  der  beweg- 
liche Faden  beim  ersten  Paare  auf  den  Sterne  (6.),  beim 
zweiten  auf  den  Stern  (8.9);  die  Beobachtungsweise  aber 
mit  dem  festen  Faden  ist  nicht  dieselbe,  wie  mit  dem  be- 
weglichen. Nur  bei  dem  letzteren  handelt  es  sich  um  eine 
gewöhnliche  Bissection;  während  nehmlich  der  Stern  durch 
das  Feld  geht,  wird  der  Faden  so  genau  auf  ihn  eingestellt, 
als  der  Beobachter  es  zu  beurtheilen  vermag.  Nun  könnte 
man  freilich  selbst  hierbei  einwenden,  dass  der  Faden,  da 
die  letzte  Bewegung  der  Mikrometerschraube  immer  eine 
positive  sein  muss,  immer  von  einer  bestimmten  Seite  her 
zur  Mitte  des  Sterns  gelangt,  ein  bestimmter  Beobachter  also 
wohl  die  Eigentümlichkeit  haben  könnte,  immer  zu  früh 
anzuhalten  oder  zu  weit  fortzugehn,  und  das  um  eine  ver- 
schiedene Quantität  bei  verschieden  hellen  Sternen  und  an 
verschiedenen  Tagen.  Man  übersiebt  aber  leicht,  dass  jeder 
Einfluss  dieser  Art  vollständig  verschwindet,  sobald  an  je- 
dem Tage  die  Beobachtungen  in  beiden  entgegengesetzten 
Lagen  des  Mikrometers  ausgeführt  werden.  Diese  Regel  ist 
nun,  schon  um  andrer  Zwecke  willen,  bei  den  vorliegenden 
Beobachtungen  immerfort  strenge  befolgt,  so  dass  bei  jeder 
ein  Ganzes  bildenden  Beobachtungsreihe  der  Faden  eben 
so  oft  von  der  einen  als  von  der  andern  Seite  her  auf  den 
Stern  gebracht  worden.  Eine  solche  Ausgleichung  aber 
findet  nicht  Statt  bei  den  Beobachtungen  durch  den  festen 
Faden.  Denn  bei  der  von  O.  Struve  gewählten  Beobach- 
tungsweise gelangt  der  Stern  nicht  nur  für  alle  Messungen 
desselben  Abends,  sondern  sogar  für  alle  Messungen  auf 
derselben  Seite  des  Meridians,  immer  von  derselben  Seit «* 
her  zum  festen  Faden.  Dagegen  von  der  andern  Seite  her 
bei  allen  Beobachtungen  auf  der  andern  Seite  des  Meridians 
und  es  liegt  in  der  Natur  der  Sache,  dass  in  diesem  Wech 
sei  eine  jährliche  Periode  sich  geltend  macht.  Dazu  kommt, 
dass  die  oben  als  möglich  und  wahrscheinlich  bingestellte 
Eigenthümlichkcit  des  Beobachters,  bei  der  Einstellung  von 
einer  bestimmten  Seite  her  Fehler  in  einem  bestimmten 
Sinne  zu  machen,  hier  ganz  gewiss  Statt  hat.  ja  gewisser 
maassen  absichtlich  hervorgerufen  ist  durch  das  Beobachten 
der  ersten  guten  Bissection  statt  der  mittleren:  es  ist  dies 
die  Ursache  der  Correction,  die  wir  oben  mit  i bezeichnet 
haben.  Wären  nun  aber  in  beiden  Paaren  die  auf  solche 
Weise  zu  beobachtenden  Sterne  von  gleicher  Grn>se.  > • 
