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0. S T R u r E. 



Abstandes des Sterns vom Pole in diesem grôssten Kreise proportionirt 

 sein. Die so ' gefundene ràumiicWc Qiiantitàt der Bewegung fiir einen jeden 

 Stern lassi; sich dann leicht in die dieselbe componirenden Bewegungen 

 nach Rectascension und Declination zerlegen. 



Es sei, um Argelanders Bezeiohnung beizub 'halten , Q der Pol der 

 Bewegung, dessen JK^ A und Declination ~ D, q die Quantitat der Son- 

 nenbewegung von einem Stern ans unter einem recbten Winkel gesebn, 

 wodurcb nmgekehrt die Quantitat der Bewegung im grôssten Kreise durch 

 Pol und Sterji eines um einen Quadranten vom Pole der Bewegung ent- 

 fernten Sterns ~ — q wird , die Rectascension eines beliebigen Sterns 

 s:i:z.a, seine Declination ~<), sein Winkqlabstand vom Puncte Q—r, der 

 Winkel, den der grôsste Kreis von Q nach s mit dem Declinationskreise 

 am Sterne macht nz-w , so ist die durch die Sonnenbewegung erzeugte 

 Verànderung des Sternorts 



in yR da — — q sin r sin w sec â 



in Decl. dô— — q sin r cos w 

 oder durch Substitution der Rectascensionen und Declinationen , wie man 

 sich leicht ùberzeugt 



du — — q cos D sin [A — a) sec ô~Bq 



jv • n / t sin S cos (A — a)\ 



dû — — q sm D [ cos ô — — ^ ) 



^ \ tg D ' 



Durch Einfiihrung eines Hùlfswinkel y , der Art dass 



cos {A — a) 



/or V — 



» ^ tg D 



verwandelt sich die letzte Gleichung in 



t/d— — sin [y — â)^Cq 



Fiir die Coeffiicienten B und C construirte ich mir Tafeln mit doppel- 

 ten Eingàngcn nach der geraden Aufsteigung und der Abweichung. Die Werthe 

 von A und D habe ich dabei so angenommen, wie sie von Argelanderdurch 



