130 Sitzung der math.-phj’s. Klasse vom 3. Februar 1906. 
im Inertialsystem x y s erfolgt und h die Weglänge dieser 
Bewegung in einer sehr kleinen Zeit, so wird 
da — ]i cos D cos Ä 
dh = h cos D sin A 
de = li sin D 
Setzt man dies in (3) und darauf die Werte (3) in (1) 
ein, so ergibt sich folgendes. Bezeichnet man: 
h cos X> cos A — c tv.^ = Xq 1 
h cos sin X -h m 3 = 1 
h sinl) + a ii\ — biv^ = ) 
so findet man schließlich : 
ß d — Xg sin (5 cos a -|- Xg sin d sin a — Xg cos d 
{dp tüj) ^ sin a — {dyA- ^2) Q cos a /ulq 
o cos d ■ da = Xq sin a — Yg cos ö — {dp A- Q sin d cos a 
— {(^ Q + *^2) Q ö sin a -j- 0 cos d • (c? >• -fi «'s) 
dg = — Xg cos (3 cos a — Xg cos d sin a — Xg sin (3 
(I) 
In diesen allgemeinen Gleichungen ist durch die Be- 
Ziehung auf das Inertiahsystem schon eine Präzessionskorrektion 
enthalten. Das in der ersten Gleichung hinzugefügte Glied // o 
bedeutet etAvaige Korrektionen der zur Ableitung der Eigen- 
bewegungen in d benutzten Deklinations-systeme, während eine 
etwaige Verbesserung der Äquinoktien als in dr enthalten 
betrachtet Averden kann. 
Da die unbekannte Funktionen von a, <3 und o 
sind , so erlaubt I gar keinen Schluß auf den Apex der 
Sonnenbewegung ; auch darf man nicht übei'sehen , daß die 
Fixsternentfernung g im allgemeinen unbekannt ist. Was man 
bisher über die Eigenhewegungen da und dS in Erfahrung 
gebracht hat — in Bezug auf die spektroskopisch hestinunten 
d g berechtigt die allzu lückenhafte Erfahrung kaum zu irgend 
einer Aussage — , zeigt, daß sie für die einzelnen Sterne stark 
und anscheinend regellos hin- und herschwanken. Allgemeinere 
Gesetze werden sich demgemäß nur in Mittehverten für sehr 
