Bestimwung der Constante der Praecession. 71 



Die eigenen Bewegungen in wurden hiebei zuvor einzeln mil 

 cos à miiltiplicirt um ihren Werth ini Bogen des grôssten Kreises gemessen 

 zu erhalten. 



Ans diesem Tableau sehen wir offenbar dass mit der zunehmenden 

 Helligkeit der vSterne aucb die Quantitàt ihrer eigenen Bewegungen zu- 

 nimmt. Fur die Sterne zweiter Grosse ist die erhaltene mittlere eigene 

 Bewegung eine etwas aufFallend kleine, doch ist dièses Phànomen wohi 

 nur ein rein znfàlliges, indem sich unter den wenigen Sternen dieser Classe 

 môglicherweise gerade nur solche finden, deren eigene Bewegungen kleln 

 sind , da ihre Anzahl zu gering ist als dass unter ihnen schon eine voll- 

 stàndige A.usgleichung der Sterne mit starken und mit srhwachen eigenen 

 Bewegungen batte «tattfinden konnen. 



Die eigenen Bewegungen der Sterne in den verschiedenen (jlasseii 

 nach ihrer Helligkeit mùssen demnach den mittleren Entfernungen dieser 

 Glassen umgekebrt proportionirt gesetzt werden. Dièse mittleren Entfernun- 

 gen nehme irh so an, wie sie von meinem Vater nach der Vertbeilung 

 und Anzahl der Sterne in den Hardingscben Gharten abgeleitet sind 

 [Strvive, Introd. in Cat. l\oi'. slell. diipl. pag. AXXF). Es findet sich dort 

 fiir einen Stern (ter Grosse die mittlere Entfernung ~ l 



9f 9> )> -2 * j « • « ■ 



3— 

 4 — 



5— 

 6— 

 1— 



— 2,51 



— 3,16 



— 5,44 

 ~ 1,86 



— I (,34 



Unter Annahme dieser Entfernungen konnen wir die Quantitàt der Bewe- 

 gung fvir eine Sternclasse auf die einer jeden andern reduciren. Leiten wir .mf 

 dièse Weise die Quantitàt der eigenen Bewegungen ini Raume in den ver- 

 schiedenen Glassen ab, indem wir die mittlere ràumliehe Bewegung der 



