Bestimmung der Conslanie der Praecession. 



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Bisher hat man den Werth der Praecessionsconstante abgeleitet in der 

 Voraussetzunsç dass sàmmtliche eigene Bewegungen gleichsam als zufâllige Be- 

 obachtungsfehler in die Rechnung hinein kàmen und deshalb ihr Einfluss 

 sich bei einer gehôrig grossen Anzahl von Sternen auflieben mûsste. Dièse 

 Annahme war nur so lange statthaft als sich in den eigenen Bewe- 

 gungen kein Gesetz anssprach. Da niin aber durch Argelander wirkiich 

 ein solches Gesetz in den eigenen Bewegungen , das aiif der Fortrùckung 

 unsers Sonnensystems im Weltraume beruht^ festgestellt ist , so muss von 

 jetzt an der Einfluss desselben in Bezug auf die Ortsverànderung der Sterne, 

 so weit es unsre Kenntniss dieser Bewegung gestattet^ mit berùcksiehtigt wer- 

 den. Die Richtung dieser Bewegung konnen wir durch Argelanders Arbeit 

 als genau genug bekannt ansehen^ es bleibt uns also nur die Quantitàt der 

 Sonnenbewegung ausser der \erbesserung der Praecessionsconstante als 

 unbekannte Grosse in die Gleichungen einzufùhren , wodurch die Arbeit 

 um ein bedeutendes erleichtert ist, da zwei unbekannte Grossen, nàmlich 

 die Goordinaten des Orts wohin sich die Sonne bewegt, aus den Gleichun- 

 gen wegfallen. 



S 10. 



Es fragt sich jetzt, auf welche Weise die Einfùhrung der Sonnenbewegung 

 in die Gleichungen zu bewerkstelli^en sei? Nehmen wir fiirs erste zu dem 

 Zweck an dass aile Sterne gleich weit von uns entfernt sind, so wird 

 deren Ortsverànderung durch die Sonnenbewegung ein Maximum sein fur 

 Puncte , die um ein en Quadranten vom Pôle der Bewegung d. i. vom 

 Puncte , wohin sich die Sonne bewegt^ abstehen , welches Maximum uns 

 als Mass fur die Quantitàt der Sonnenbewegung gelten kann. Die durrh 

 die Fortrùckung des Sonnensystems im Weltraume bedingte Ortsverànde- 

 rung eines Sterns wird immer in dem grôssten Kreise geschehen, dér vom 

 Pôle der Bewegung aus durch den Stern gelegt wird und dem Sinusse de» 



