765 Fixstern punilluxcn der Zone AGC XI. 
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3. Die Vergleichung mit bereits bestimmten Parallaxen. 
Ich rechne zuer-st die EB durch Vergleichung der vorliegen- 
den AR mit denen des bereits 40 Jahre zurückliegenden, von 
Auwers mit großer Sorgfalt beobachteten und bearbeiteten 
AGC XI. Diese müssen sich von den Zeitgliedern unter- 
scheiden um die EB der Gruppen, ihre Motus par. und Mo- 
tus pec. Um die erstere zu bestimmen, nehme ich die Apex- 
koordinaten als bekannt an: A = IS** 20™, I) = -\- 35®, denn 
da hier nur eine Komponente der EB vorliegt, gehen hieraus 
diese Koordinaten nur unsicher hervor. Ferner setze ich für 
die Radialbewegung der Sonne q — 20 km. Dann ergibt sich 
nach dem bekannten Ansätze 
X -p 0.21 1 q cos D sin (a — A) • Ji = 15 zi a cos d 
x = — 0^00096 ± OfOOOU ^ 
.1 = + 0:00902 ± 0:00082 
Variationen von A und D innerhalb der zulässigen Grenzen 
ändern die Unbekannten nur um ein geringes. Die Darstellung 
befriedigt dem Voi Zeichen weclrsel nach nicht besonders. 
Das konstante Glied x kann als eine Korrektion der be- 
nutzten Newcombschen Präzessionskonstanten nicht gedeutet 
werden; sie müßte schon um fast OfOOl verkleinert werden. 
Ebensowenig läßt es sich als eine Reduktion des vorläufigen 
EC, an den der AGC angeschlossen ist, auf den definitiven 
auslegen. Zur Aufklärung nehme ich die Ausgleichung noch 
einmal vor unter Trennung nach Größenklassen und erhalte : 
Größe Anzahl x tx n sji 
bis 5.0 35 -pOfOOllS ± 0?00054 + 0:0195 ± 0:0036 
5.1— 6.5 179 + 35 32 + 160 19 II 
8.5— 9.1 522 — 158 16 + 55 10 
Die Abhängigkeit der Unbekannten von der Helligkeit ist 
offensichtlich. Deutet man jetzt x als Helligkeitsgleichung und 
nimmt man die Münchener Beobachtungen als frei von solcher 
an, so müssen bei dem AGC XI die helleren Sterne um etwa 
