DER PkÄCESSION UND DER EIGENEN BEWEGUNG DES SONNENSYSTEMS. 



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und sind also bis auf die neu hinzutretende Unbekannte и = sin Q sin i dl von derselben 

 Form wie die Gleichungen (2), nur haben die Unbekannten hier eine andere Bedeutung als 

 dort, sobald der Werth von и von 0 verschieden ist. 



Um die Rechnung nach diesen Formeln ausführen zu können, ist vor allen Dingen eine 

 genäherte Kenntniss von p erforderlich, was ohne Hypothese im Allgemeinen noch nicht 

 möglich ist. Ich verfuhr dabei in derselben Art wie 0. Struve in seiner Abhandlung über 

 die Präcessionsconstante, indem ich die gewiss höchst wahrscheinliche Annahme machte, 

 dass die Anzahl der Sterne bis zu einer gewissen Grössenclasse dem Cubus der mittleren 

 Entfernung der Sterne dieser Grösse von uns angenähert proportional ist. Diese Entfernun- 

 gen entnahm ich den «Études d'' astronomie stellaire» von W. Struve, der sie bekanntlich 

 nach der angeführten Hypothese unter Berücksichtigung der abnehmenden Dichtigkeit der 

 Sterne mit der Entfernung von der Ebene der Milchstrasse berechnet hat. Für die ersten 

 sechs Grössenclassen giebt W. Struve die Entfernungen für die Sterne nach den Grössen 

 der Argelander'schen Uranometrie und für die folgenden nach den Bessel'schen Schätzun- 

 gen in dessen Zonen. Da aber die auch in den Pulkowaer Katalogen angewandten Grössen 

 des von Auwers neu bearbeiteten Katalogs derBradley'schen Sterne für die helleren Sterne 

 hauptsächlich auf der Uranometrie von Argelander, für die schwächeren auf der Bonner 

 Durchmusterung beruhen, so musste ich für die Sterne der 7-ten und 8-ten Grösse diese 

 Entfernungen erst berechnen. Dies that ich unter Benutzung der Seeliger'schen Zählung 

 der Sterne der Bonner Durchmusterung nach den Vorschriften von W. Struve, jedoch ohne 

 auf die verschiedenen Dichtigkeiten der Schichten parallel zur Milchstrass« Rücksicht zu neh- 

 men, was, wie ich meine, wegen der solchen Untersuchungen nothwendig anhaftenden Un- 

 sicherheit, kaum von Belang sein dürfte. Damit erhielt ich die folgenden Werthe für die 

 mittleren Entfernungen (p) der Sterne der einzelnen Grössenclassen : 





(p) 



p 



1'" 



1,0000 



0,13 



2 



1,8031 



0,23 



3 



2,7639 



0,36 



4 



3,9057 



0,51 



5 



5,4545 



0,70 



6 



7,7258 



1,00 



7 



11,55 



1,49 



8 



17,40 



2,25 



Diese Zahlen weichen nicht bedeutend von denen ab, die mein Vater nach den in der 

 Einleitung zum uCatalogus novus stellarum duplicium» (1827) veröffentlichten Untersuchun- 

 gen vonW. Struve angewandt hat, beruhen aber auf einer neueren und eingehenderen Dis- 

 cussion dieses Gegenstandes. Die mittlere Distanz (p) der Sterne, die bei meiner Rechnung 

 zur Anwendung kamen, ist ungefähr 7; es ist deshalb vortheilhaft, die mittlere Entfernung 



