128 Sitzung der math.-phys. Klasse vom 3. Februar 1906. 
Inertialsystem, braucht kaum bemerkt zu werden. Die er- 
forderliche Genauigkeit — eine genügende Variation in den 
Koeffizienten selbst vorausgesetzt — wird niemals zu erreichen 
sein, selbst wenn sich die praktische Astronomie in ganz un- 
geahnter AVeise entwickeln sollte. 
§ 6 - 
Zum Schluß sollen noch einige Bemerkungen über den 
Zusammenhang gemacht werden, in dem die Eigenbewegungen 
der Fixsterne mit den hier besprochenen Fragen stehen. Ich 
werde mich indessen auf das Nötigste beschränken, da ich bald 
Gelegenheit zu finden hoffe, auf einige der zu berühi'enden 
Punkte näher einzugehen. 
Wählt man den Schwerpunkt des Sonnensystems zum 
Anfang eines Koordinatensystems C, das wir nach den 
früheren Betrachtungen als ein Inertialsystem ansehen können 
und ein empirisches' System t‘ ’>]' L' niit demselben Anfang, 
welches etwa nach dem Äquator orientiert ist, so ist 
$' = g cos Ö sin a 
rj' = Q cos ö sin a 
C = g sin ö 
wo a und ö beobachtete Kektaszension und Deklination, g die 
Entfernung eines Fixsterns bedeuten. Durch Differentiation 
ergeben sich die viel benutzten Gleichungen: 
gdd = — di' sin d cos a -}- (Z sin d cos a-{- dC cos d 1 
g cos d- da == — sin a cos a > (1) 
dg = — di' cos <5 cos a -f £? >/ cos d sin a -f- cZ C* sin d ) 
Nimmt man nun ein zweites System x y 0 , dessen Achsen 
mit den i, C parallel laufen und dessen Anfang zunächst 
unbestimmt bleiben mag, so wird: 
i = x — a, T] = y — h, i ^2 — c (2) 
wo ah c die Koordinaten des Schwerpunkts des Planetensystems 
oder mit irenüffender Annäherung die Sonneukoordinaten sind. 
