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So fand Argelander allem aus iiördlicheu Sternen diesen Punkt 
2G0*\S gerader Aufsteigung («) und 30*^.3 nördlicher Abweichung 
(d), während Gallo way ihn später mit Berücksichtigung südlicher Sterne 
^ deren Positionen jedoch bei weitem nicht so sicher sind als die der 
nördlichen — ihn in a : 260^ d : 34'^.4 ableitete. Vor einigen Jahren 
hat de Ball in einer diesen Gegenstand betreffenden Dissertation 
mit Benützung südlicher Positionen, die er für genauer hält, diesen 
Punkt als in : 269^' d : 23*^ gelegen bezeichnet, welche Bestimmung 
sich also ziemlich stark wieder von den früheren, besser übereinstim- 
menden entfernt. Ungefähr ist jedoch dadurch die Richtung der trans- 
latorischen Sonnenbewegung wohl bestimmt. Weniger sicher ist die 
Geschwindigkeit dieser Bewegung bekannt, doch nimmt man nach den 
Resultaten neuerer Untersuchungen an, dass sie etwa 4 g. M., d. i. 
zufällig nahe ebensoviel betrage, als die Geschwindigkeit der Erde in 
der Bahn um die Sonne. 
Befreit man die scheinbare Ortsverschiebung der Fixsterne von 
dem aus der Sonnenwanderung entspringenden Betrage, so bleibt die 
eigentliche Bewegung derselben. Für den gegenwärtigen Zweck ist dies 
jedoch niclit nöthig, da es sich, wie schon erwähnt, nicht um die ab- 
solute, sondern um die relative Geschwindigkeit im Vergleiche zur 
Sonne handelt. Die scheinbare jährliche Eigenbewegung, verglichen mit 
der Entfernung, gibt dann ihre lineare Translation, jedoch nur in der 
zur Gesichtslinie normalen Ebene, da wir die in die Gesichtslinie fallende 
Verschiebungscomponente auf diese Weise nicht wahrnehmen können. 
Die Entfernung der Fixsterne drückt sich uns aus durch die 
8choin])are Ortsveränderung, welche dieselben erfahren, wenn sie aus 
den zwei Endpunkton der grössten Standlinie, welche wir überhaupt 
erlangen können, beobachtet werden, d. i. aus zwei diametral entgegen- 
gesetzten Stellungen der Erde gegen die Sonne. Diese Verschiebung ist 
der doppelte Betrag der sogenannten Fixsternparallaxe. 
Bekanntlich ist die Parallaxe auch für die nächsten j i.\-t lue 
'••ri^^L^ ilass die sorgfältigsten IMethuden und Instrumente nothwendig 
sin«. ermitteln. Sie ist daher nur von vorhältnissmässig wenigen 
Stcniüii l>t'kannt. Aelinliches gilt von der jährlichen Eigenbewegung, 
wenigstens insoferne, als man zu ihrer Bestimmung nur schwer auf die 
ältesten ungenauen Cataloge zurückgreifen kann. Doch hat man von der 
Zukunft viel eher genaue Bestimmungen der Eigen])ewegungeu, als solche 
der Parallaxen zu erwarten. In der folgenden Zusammenstellung sind 
alle Kixsternü angeführt, für welche sowohl Parallaxe als scheinbare 
