90 O. S T R U F E. 



unbrauohbareren sein. Es mnsste deslialb den Gleichungen ein der Grosse 

 der Sterne entsprechendes Gewicht beigelegt werden. Nennen wir um diè- 

 ses zii ermitteln k den Fehler der absoluten eigenen Bewegunsen, wie sie 

 sich ans der Vergleichung der beiden Gataloge ergeben, welcher Fehler 

 also von der Genauigkeit der Positionen der beiden verglichenen Gataloge 

 abhangig ist, Q die eigenthùmliche Bewegung eines Sterns 6ter Grosse, so 

 ist der wahrscheinliche Fehler einer Gleichung fur einen Stern 6ler Grosse 

 — Da k fur aile Sterne gleich angenommen wird, wàhrend die 



eigenthiimliche Bewegung mit der Helligkeit zunimmt, so wird der wahr- 

 scheinliche Fehler einer Gleichung fur einen Stern erster Grosse ~y^k^-hl,S(i()'^ 

 und allgemein fur einen Stern , dessen Entfernung — E gesetzt wird, 



der wahrscheinliche Fehler der Gleichung ~i.y k^ -\ — ^iâ— ç^, woraus das 

 Gewicht einer solchen Gleichung — r— 75 — folgt. 



Setzen wir zur Bestimmung von fx, fur einen Stern 6ter Grosse das 

 Gewicht einer Gleichung — 1 und nehmcn dabei vorlâufig kzn q an , so 

 wird fi zz 2 k"^ ~ 2 ç"^ und folglich allgemein das Gewicht einer jeden Glei- 

 2 



chung m . Dass wir zur einstweiligen Annahme von k ~ q be- 



rechtigt sind, ergibt sich wenn wir die mittlere Quantitàt der eigenen Be- 

 wesuns: fur einen Stern Bter Grosse ~ 5",5 als aus dem combinirten Fehler 

 der Gataloge k, der eigenthiimlichen Bewegung eines Sterns (iter Grosse in 

 10 Jahren q und der von der Sonnenbewegung herrùhrenden Ortsveràn- 



derung eines solchen Sterns ^ X zusammengesetzt betrachten, so dass 



5",5^ n: A'^ -1- ()^ -4- À^, wenn wir dabei q~X setzen, da dièses vorlâufig 

 die wahrscheinlichste Hypothèse liber das A'erhâltniss dieser beiden Grôssen 

 zu einander ist. Es folgt dann s",5^~A*+ 2()^ oder wenn wir auch k = Q setzen. 



