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0. S T R U F E. 



Hienach wiirde also der Punct Q nocli bedeutend nôrdlicher lieaen. 

 als wie er ans meincr Rechniuig gefolgt ist. Es ist auch gar nicht un- 

 moglich dass aucli die auf der Vergleichimg der Dorpater Beobachtungen 

 mit den Bradleyschen abgeleitete Declination des Punctes Q noch wegen 

 môglicber constanter Fehler in den Bradleyschen oder den Dorpater Be- 

 obachtungen vcrgrôssert werden miisste , doch wird die Correction , die 

 nach dieser Seite hin an unser Résultat anzubringen wâre, gewiss geringer 

 sein als die an das Argelanderschc Résultat anzubringende , wegen des 

 bekanntcrmassen vorhandenen constanten Unterschieds zwischen den Aboer 

 und den Dorpater Dcclinationen. 



S. 29. 



Welclien Einftuss cin gewisser constanter Feblsr in den Dcclinationen 

 oder in den ans der Vergleichung der beidcn Gataloge hervorgehenden 

 Unterschicden aiif die Bestimmung der Declination des Punctes , zu dem 

 sich die Sonne hinbewegt , ausùben kann , konnen wir auch durch einige 

 allgemeine Betrachtungen nàhcrungsweise bestimmen. 



Bezeichnet wie oben q die Quantltiit der Sonnenbewegiing in der 

 zwischen den Epochen der beiden unter einandfer verglichenen Gataloge 

 verstrichenen Zeit geselien von einem Sterne erster Grosse , E die Ent- 

 fernung der Sterne beurtheilt nach ihrer Helligkcit im Verhàltniss zu der- 

 jenigen der Sterne erster Grosse, deren mittlere Entfernung zu 1 ange- 

 nommen ist und setzen wir 



wo d^ und dD die zu suchenden Verbesserungen der fur die Rectascen- 

 sion und Declination des Punctes Q als genahert richtig, angenommenen 

 Werthe A und D sind, so gehen uns allgemein die Unterschiede g' in den 

 Declinationen der beiden Gataloge nachdem sie mit einer gewissen ange- 



