DER PrÄCESSION und DER EIGENEN BEWEGUNG DES SONNENSYSTEMS. 23 



SO wird mit genügender Annäherung: 



T) T) . L_ (g- ■+- h-) h' — Jc {(jcj' hh') 



^ — -^0 sia 1' ■ {g^ -H /j2 H- k^) УдгГ^2 



Um die mittleren Fehler dieser Grössen zu erhalten, haben wir, wenn wir die mittle- 

 ren Fehler von X, Г, Z resp, mit s^, e^, г^. bezeichnen. 



sin 1' (Х2 Ч- Г2 -t- Z2) у Х2 -Ь Г2 



Bei der Berechnung der mittleren Fehler habe ich auf eine etwaige Correction der 

 Rectascensions- und Declinationsunterschiede und der Präcession durch die Planeten keine 

 Rücksicht genommen und daher in diesen Formeln für X, Z, Z unmittelbar }і ange- 

 nommen. Damit wird 



aus den Rectascensionen 



Л= 272° 57' — 100;3 (д(§)-ьіі.) m, F. =± 4° 14' 

 aus den Declinationen 



A = 275° 9' -H 125;6 ѵ т. F, = ± 14° 4' 



D=r-*- 36 19 — 903,5 V ^= 5 45 



g = H- з;'3832 — 0,4918 v ± o;'4232 



Vereinigt man die aus den Rectascensionen und Declinationen erhaltenen "Werthe für 

 X und Y mit Rücksicht auf die ihnen zukommenden Gewichte, so erhält man: 



X = 0;'2271 — 0;'0993 (д(§) -i- [л) -н o;'0205 v m. F. ± 0;'2885 

 Y = — 3,8710 — 0,0065 (^Д(§) -ь- [х] — 0,0339 v ± 0,2664, 



woraus sich, mit Rücksicht auf den Werth von Z, als definitive Werthe der Unbekannten 

 ergiebt für 1805: 



