Г2 
С. Lin s SEK, 
und als Sternzeiteii der Eintritte: 
H. 
G. 
D. 
Mittel. 
('eläno 
9* 
1" 
26:9 
28Î0 
28^2 
2757 
Taygeta 
9 
3 
34,4 
35,4 
35,5 
35,1 
Asterope 
9 
24 
46,6 
47,8 
47,9 
47,4 
I\Iaja 
9 
26 
3,8 
5,1 
4,7 
l Plejadum 9 
28 
4,3 
5,5 
5,5 
5,1 
De L'Isle l)enierkt: Das gebrauchte Fernrohr war das 15-füssige von Campani. 
Celano und dei' auf Asterope folgende Stern (/ Plejadum) wurden mit Mühe erhalten, und 
sind auf etwa drei Secunden sicher, die übrigen Eintritte von Taygeta, Maja und Asterope 
sind auf die Sccunde sicher. 
II. Positionen der Plejaden. 
Die relative Lage der Plcjadensterne ist nach Bessel's, um 1840 angestellter Bestim- 
mung angenommen worden. Diese Annahme schliesst die Voraussetzung in sich, dass die 
zu dieser Gruppe gehörigen Sterne ihre Stellung zu einander in der seit De L'Isle's Beob- 
achtungen verflossenen Zeit nicht merklich verändert haben, eine Voraussetzung, die da- 
durch gerechtfertigt erscheint, dass die Bradley'schen Bestimmungen, aus deren Ver- 
gleichung die Eigenbewegungen abgeleitet sind, füi" die einzelnen Sterne gewiss noch Un- 
sicherheiten unterworfen sind, die den lîetrag der Differenzen erheblich übersteigen. Aber 
eine der ganzen Gruppe gemeinsame eigene Bewegung scheint wohl entschieden zu bestehen. 
Um dieselbe genauer zu ermitteln, habe ich die von Mädler für die fünfzehn Hauptsterne 
âbgeleiteten eigenen Bewegungen mit der Anzahl der Beobachtungen, welche von Bradley 
für die betreffenden Sterne angestellt sind, multiplicirt und die Summe der so erhaltenen 
Producte mit der Summe der Beobachtungen dividirt. So hat sich ergeben: 
Jährliche Eig. Bw. der Plejaden: in Л1 0"0139 
in Deel. — 0,0530 
Mit dieser Eig. Bw. habe ich den von Bessel bestimmten Ort dei' Alcyone für 1840,0: 
Mittlere Ж 54° 29' 46;V2 
Deel. 23 36 16,91 
unter Berücksichtigung der dritten Potenzen der Zeit bei der Präcession auf 1729,0 zu- 
rückgeführt und für diese p]poche gefunden: 
Mittlere Ж 52° 51' 37;'57 
>> Deel. 23 14 23,22 
Dieser Ort bildet somit den Ausgangspunkt für die Ableitung der scheinbaren Posi- 
tionen der bei den verschiedenen Bedeckungen beobachteten Sterne. 
