Bestimmung der Constante der Praecession 75 



der zufâllige Positionsfehler bei den schwàchern Sternen auch eflfectiv grôs- 

 ser sein wie bei den helleren, da letztere in der Regel viel hàufiger sowohl 

 von Bradley wie von meinem Vater beobachtet sind als die ersteren, so 

 d«8s wir also wohl weiter keiner andern Annahme bediirfen um die obige 

 Erscheinung zu erklàren. 



Nennen wir die mittlere Entfernung eines Sterns von einer gewissen 

 Grosse E, so muss danach ietzt der Coefficient Z rri — und L' zz— gesetzt 



werden. Auf dièse Weise wùrden aber unter Annahme der Entfernung i 

 fur einen mittleren Stem erster Grosse die Goefficienten fur die grôsste An- 

 zahl von Sternen kleine Bruche sein. Deshalb habe ich durchgàngig dièse Goef- 

 ficienten mit 1 multiplicii't (welches ungefâhr im Mittel das Verhàltniss der 

 Entfernung der angewandten Sterne zu der eines Sterns erster Grosse ist), 



wofùr denn freilich auch fur q entsprechend ~ zz q gesetzt werden muss. 



Es bedeutet demnach q die Quantitàt der Sonnenbewegung in zehn Jah- 

 ren, gesehen in der mittleren Entfernung eines Sterns erster Grosse und 

 die Gleichungen haben nun die in der Rechnung angewandte Form : 



_ PcosS . , l£cos8 , . 



^ "^^""^ F-'7=gco5d (V) 



m Decl. ^^Jn ^'-^q' -g' (VI.) 



% 13. 



Fur die Sterne erster Grosse, deren Helligkeit zu verschieden istj als 

 dass man fur sie eine mittlere Entfernung annehmen dùrfte , wurden ih- 

 rem geschàtzten Glanze entsprechend folgende Entfernungen angenommen : 



Glanz Entfernung 



Sirius 4,0 0,5 



Arcturus 2,0 0,1 



a Lyrae 2,0 0,1 



Gapella 1,5 0,8 



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