DER Prä CESSION UND DER EIGENEN BEWEGUNG DES SONNENSYSTEMS. 



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der Präcessionsconstante nach dem Vorgange meines Vaters die eigene Bewegung des Son- 

 nensystems zu berücksichtigen. Indem ich im Wesentlichen diesem Beispiele folgte, bin ich 

 doch in einigen Punkten von demselben abgewichen. Mein Vater bestimmt in seiner Ab- 

 handlung über dasselbe Thema die Präcessionsconstante und die Geschwindigkeit der Son- 

 nenbewegung, indem er die Richtung der letzteren nach den Rechnungen von Argelander 

 und Lundahl als bekannt voraussetzt. Nachträglich erst berechnet er die an diese Rich- 

 tung, den ihm vorliegenden Daten entsprechend, anzubringende Correction. 



Gegen dies Verfahren hat aber Airy -) gewichtige Einwände erhoben, die zwar in 

 erster Linie die Bestimmung der Richtung der Sonnenbewegung betreffen, aber auch die 

 Bestimmung iher Geschwindigkeit berühren. Er macht darauf aufmerksam, dass es zu jener 

 Zeit-(1859) noch nicht möglich war, eine Annahme über den Punkt, nach welchem hin sich 

 die Sonne bewegt, zu machen, die nicht vielleicht um 20° fehlerhaft wäre, und dieser Ein- 

 wand dürfte fast in demselben Maasse auch noch heute gelten. Demzufolge könne es viele 

 Sterne geben, für die eine kleine Aenderung im Orte dieses Punktes den «angle of error» 

 per saltum von -4-179° auf — 179° verändern würde. Unter dem «angle of error» ver- 

 steht Airy den Winkel zwischen der wirklichen scheinbaren Bewegung eines Sterns und 

 der Richtung, die dieselbe haben müsste, wenn sie einzig eine Wiederspiegelung der Bewe- 

 gung unserer Sonne wäre. Er hält daher die angewandte Methode für eine nicht genügend 

 strenge und giebt eine andere an, die von jeder willkürlichen Annahme über die Kenntniss 

 eines Näherungswerthes für die Richtung der Sonnenbewegung frei ist. 



Airy schlägt bekanntlich vor, statt einer getrennten Berechnung der Geschwindigkeit 

 und der Richtung, die Sonnenbewegung in drei rechtwinklige Coordinaten zu zerlegen, von 

 denen die eine nach dem Aequinoctialpunkte, die zweite nach dem Punkte des Aequators, 

 dessen Rectascension 90°, und die dritte nach dem Nordpol des Aequators gerichtet ist. 

 Sind J^, D, g die Rectascension, Declination und Geschwindigkeit der Sonnenbewegung, so ist 



X = q cos D cos A, Y=q cos В sin Â, Z=q sm D (1) 



und jeder Stern, dessen Entfernung von der Sonne p ist, liefert demnach zur Bestimmung 

 von X, Y, Z und der Präcession die beiden Gleichungen 



cos ЗДш -b sin а sin 8Аи -b Z — Z= Да cos S 



p p 



. cos a sia â sin a sin 5 -ѵт^ cos d ^ л 



cos aÄw -1 X -i Y Z= Д8, 



p p p ' 



wo m und n ihre Bedeutung nach Bessel haben und Да und Д8 die Eigenbewogungcn des 

 Sterns in Rectascension und Declination sind. 



1) 0. Struve, Bestimmung der Constante der Präces- 

 sion. Mémoires de l'Académie Imp. des sciences к St. Pé- 

 tersbourg. Sixième série. Tome III. 



2) On tbc Movement of tbe Solar System in Space. 

 Memoirs of tlie R. Astronomical Societj'. Vol. XXVIII. 



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