DEE PrÄCESSION UND DER EIGENEN BEWEGUNG DES SONNENSYSTEMS. 



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bewegungen zu bewirken. Bei den Sternen 8-ter Grösse wird z. B. die mittlere Eigenbewe- 

 gung sofort auf 8^'8 herabgedrückt, wenn der eine Stern Br. 1534, dessen Eigenbevvegung 

 in 100 Jahrem 49^1 beträgt, ausgeschlossen wird; auch dürfte es vielleicht zweifelhaft erschei- 

 nen, ob die hier benutzten Sterne 8-ter Grösse mit Recht dieser Grössenclasse zuzuzählen 

 sind. Schon der Umstand, dass sie von Bradle}- beobachtet sind, lässt bei ihnen eine grös- 

 sere Helligkeit vermuthen. 



Für die einzelnen Sterne erster Grösse verschiedene Entfernungen nach ihrer Hellig- 

 keit bei meiner Rechnung anzunehmen, wie es 0. Struve gethan hat, hielt ich nicht für er- 

 forderlich bei der grossen Zahl der von mir überhaupt benutzten Sterne und weil, wie wir 

 gleich sehen werden, das Gewicht für die Sterne erster Grösse so klein ist, dass es fast auf 

 dasselbe herausläuft, ob man sie überhaupt mitnimmt oder nicht. Aus diesem Grunde ist es 

 auch ohne Bedeutung, dass ich die Eigenbeweguugen der Sterne Sirius und Procyon, die ich 

 wegen ihrer bekannten Ungleichförmigkeit vielleicht besser hätte ausschliessen sollen, mit- 

 genommen habe. Von viel grösserem Belang ist ein anderer Umstand. In dem von mir berechne- 

 ten Kataloge der Eigenbewegungen sind einige so stark bewegte Sterne enthalten, dass ihre 

 Eigenbewegungen auf das Endresultat von bedeutendem Einfluss sein könnten, wenn man sie 

 den beobachteten Grössen entsprechend einführte. Diese Sterne sind uns wahrscheinlich sehr 

 viel näher, als die übrigen Sterne derselben Grössenclasse. Daher entschloss ich mich, die, wie 

 ich zugeben muss, willkürliche Grenze zu ziehen, dass ich alle Sterne ausschloss, deren Ei- 

 genbewegungen die berechnete mittlere Eigenbewegung v der Sterne derselben Grössenclasse 

 um mehr als das Zehnfache übertreffen. Von dieser Censur werden folgende 7 Sterne be- 

 troffen ^): 40 Eridani = Br. 578, 81 Cancri = Br. 1298, 51 Leonis min. =Br. 1534, 83 

 Leonis =Br. 1568,(7Draconis = Br. 2505, 61 Cygni = Br. 2744,85 Pegasi=Br. 3198. 

 Von diesen Sternen hätte ich zwar 61 Cygni, dessen Entfernung bekannt ist, mitnehmen 

 können, wenn man die mittleren Parallaxen der Sterne der verschiedenen Grössenclassen ken- 

 nen würde. Die von Peters und Gyldén abgeleiteten Werthe für die mittleren Parallaxen 

 beruhen aber auf zu wenig Sternen, um sicher zu sein, und es ist jetzt noch nicht möglich, 

 ohne weitere Hypothesen, eine neue Berechnung derselben zu unternehmen, da die meisten, 

 wenn nicht alle, in den letzten Decennien bestimmten Parallaxen nur solchen Sternen ange- 

 hören, von denen es von vornherein wahrscheinlich ist, dass sie uns besonders nahe sind. 



Ferner habe ich die veränderlichen Sterne ausgeschlossen, deren Helligkeit um mehr 

 als eine Grösse variirt^j, und endlich von den wenigen physischen Doppelsternen, deren beide 

 Componenten bestimmt waren, die schwächeren Begleiter^). Nach Ausschluss dieser wenigen 

 Sterne blieben mir noch 2181 Eigenbewegungen in Rectascension und 2345 in Declination 

 von im Ganzen 2509 Sternen nach, die ich meiner Rechnung zu Grunde legen konnte. 



1) Infolge eines Versehens habe ich den Stern cï Tri- 

 anguli = Br. 317 mitgenommen, der auch hätte ausge- 

 schlossen werden sollen, weil er ein wenig die gesteckten 

 Grenzen überschreitet. 



Mémoires de l'Aoad. Imp. des sciences. Vllme Série. 



2) 0 Ceti = Br. 329, ß Persei = Br. 436, i? Leonis = Br. 

 1373, 45 Aquilae = Br. 2526, ^ Cephei = Br. 2973. 



3) S 694 = Br. 1730, ai Librae = Br. 1893, vi Draco- 

 nis = Br. 2222, Ъ 2308 = Br. 2318. 



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