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Jede dieser Gleichungen ist ùberdiess schon mit dem ihr zukommen- 



den Gewichte unter der Voraussetzung von /crz:— p multiplicirt {% 19). 



Da die Goefficlenten von dD in den Gleichungen in Rectasension und 

 die von dA in den Gleichungen in Declination zu klein sind^, um die Werthe 

 von dA und dD mit einiger Sicherheit zu geben^ zog ich aile Gleichun- 

 gen zusammen und bildete aus ihnen die beiden Endgleichungen: 

 15T3,4c?^— 21,\dD — -^ 10^,1 

 — 27,lc?^4-2085,9jZ) = -|- 339,5 

 -woraus sich dA m 3° 32',8 mit dem wahrsch. Fehler — 4° 49',9 

 c?i? — 4-8M6',0 „ „ „ „ =4° 11^8 



fandj so dass danach fur 1190 



A— 261°2l',8 

 D — -{- 36',0 



S 25. 



Obgleich das erhaltene Résultat im allgemeinen als eine schône Bestà- 

 tigung dei' Arg élan d er schen Bestimmung angesehen werden kann, muss uns 

 doch seine grosse Abweichung von demselben, die in Declination das vier- 

 fache des von Àrgelander angegebenen wahrscheinlichen Fehlers ùbersteigt, 

 aufFallen. Ich erlaube mir daher hier diesen Umstand etwas nàher zu er- 

 ôrtern. 



Die Bestimmung der Richtung der Sonnenbewegung beruht auf schein- 

 baren Ortsverànderungen der Sterne, welche sich durch Vergleichung zweier 

 in von einander entfernten Epochen angefertigter Gataloge kundgegeben 

 haben, deren Betrag sich meist nur auf wenige Secunden belàuft. Dièse 

 scheinbaren Ortsverànderungen sind hervorgegangen 



1) aus der parallactischen Bewegung der Sterne , erzeugt durch die 

 Fortrùckung des Sonnensystems, 



2) aus der jedem Sterne eigenthùmlichen Bewegung, 



