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Sitzung der math.-pbys. Klasse vom 13. Januar 1906. 
iiatioiien zusammen hat leider L. Struve nicht im allgemeinen 
Fall ausgeführt. Da es sich hier nur um ungefähre Ab- 
Abschätzungen handelt, habe ich mich damit begnügt, die 
doppelt bestimmten Werte nach Maßgabe der aus den m. F. 
folgenden Gewichte Überschlags weise zu vereinigen. So er- 
gibt .sich 
dp -f orsd 
d <2 -\- Wg = -ß 0.87 ’ 
dr -h ii\ = — 1*92 
Diese Rotationskomponenten beziehen sich auf das nach 
dem Äquator orientierte Koordinatensystem. In Bezug auf die 
Ekliptik, wo also, wie früher die ^r-Achse nach dem Widder- 
punkt, die y-Achse nach -(- 90® Länge und die .e-Achse nach 
Norden zeigt, findet man, wenn e die Schiefe bedeutet; 
.Qj = dp = -\- 0!'34 
0^2 = (*^^2 ~\~ E («t’g -ß dr) sin e = -|- 0^04 
^3 = — ( 10.2 "F dq) sin e -|- (w’j -f- dr) cose = — 2!'ll 
Mehr läßt sich aus den Eigenbewegungen der Bradleyschen 
Sterne nicht schließen, denn man kann selbstverständlich die 
Rotation des Fixsternsystems von der Drehung des Inertial- 
systems gegen das empirische nicht trennen. Nimmt man aber 
die oben angegebenen Werte für die Drehkomponenten des 
Inertialsystems 
= 0:00 ; üy = -{- 0:03 ; ü, = -\- 7:50 
so werden die Drehkoinponenten des Fixsternsystems ü'x, 
9 ‘ 
— !/ 1 e • 
-Q‘x = + 0:34, 
ßV = 4- o:oi 
ß', = — 9:61. 
Man wird wohl kaum behaupten können, daß diese Zahlen 
den Betrag der Drehung des Inertialsystems ßz = 7:50, wie 
ihn die säkularen Yeränderungen der inneren Planetenbahnen 
ergaben, besonders wahrscheinlich macht. Denn es ist, trotz 
der speziellen Annahmen, die gemacht worden sind, immerhin 
