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derselben ùbereinstimmen wùrde. Zu diesem Zweck habe icb auf nachfol- 

 gende Art die Recbnung hierùber angcstellt. 



Mit Beibehaltung derselben Bezeichnung wie § 12. drûckt 



Lqzn — ~ cos D sin [A — a) 



den in den eigenen Bewegimgen der Sterne in Rectascension enthaltenen 

 Tbeil auS;, der durch die Fortrûckung des Sonnensystems hervorgebracht ist, 

 nachdem dieselben zuvor um sie auf dem Bogen des grôssten Kreises ge- 

 messen zu erhalten mit cos â multiplicirt sind ; ferner drûckt 



L'q iz • ^ Çsin D cos â — cos D cos [A — a) sin 



den in den eigenen Bewegungcn in Declination enthaltenen Antheil der- 

 selben aus. 



Durch Differentiation dicser Ausdrûcke nach A und D erhiilt man fur 

 die ùbrighlcihenden Fehler v, v die Gleichungen; 



vzz — \^os D cos [A — a) dA — sin D sin {A — a) d 



v'— — ~ ^indcosDsin[A — a)dA-\-\^osdcosD-\-sindsinDeos{A — a)^dD~^ 



in denen v wie oben die ùbrigbleibenden Fehler der Gleichungen in ]Si 

 im Bogen des grôssten Kreises gemessen ausdrùckt. 



Es sind aus diesen Gleichungen nur dA und dD zu bestimmen, indem 

 q, die Quantitât der Sonnenbewegung in der zwischen den Epochen der 

 beiden unter einander verglichenen Cataloge verflossenen Zeit, gesehen in 

 der Entfernung eines mittleren Sterns erster Grosse nach dem vorigen als 

 bekannt vorausgeset2t und fur E die obige Annahme {% 12) beibehalten 



wird. 4; ist fur Sterne von derselben Helli^keit constant: es konnten 



E ^ ' 



daher die Gleichungen , die den einzelnen Sternen entsprechen gebildet 

 und nach der Méthode der kleinsten Quadrate behandelt werden, ohne sie 



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