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L. We in ek, 
Wir differentiieren jetzt x v y v z v indem wir die Koordinaten x,y, z der Erde als konstant betrachten 
und haben 
dx t 
dt 
da. 
d\ 
dt 
A cos 8 sin a —" 
d t 
sin 1" —A sin 3 cos a. sin l w +cos 5 cos a 
d t 
u. s. w. Diese Geschwindigkeitskomponenten substituieren wir und erhalten: 
also 
3' [§'—S] = 8— (t — T) —, 
d t 
welche Gleichungen der 3. Methode der Berücksichtigung der Aberration bei Planeten und Kometen ent¬ 
sprechen. Sie besagen nämlich, daß, sobald wir den scheinbaren Ort («', 8') von der Fixsternaberration 
befreien, wir den wahren Ort des Planeten oder Kometen für die Zeit T erhalten, wie er aber erschiene, 
wenn die Erde konstant im Orte zur Zeit t verharren würde. 
VI. Die kosmische Aberration. 
Bislang haben wir jene Bewegungen des Beobachtungsortes in Betracht gezogen, die von der 
jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne und von der Rotation der Erde um ihre Axe herrühren und 
dieselben zur Geschwindigkeit des Lichtes in Beziehung gebracht, hiermit aber noch nicht alle 
Bewegungen erschöpft. Die Erde hat noch eine translatorische Bewegung im Raume, die ihr mit der 
Sonne und dem ganzen Sonnensysteme gemeinsam ist. Und da letztere sich im Kosmos, wahrscheinlich 
um einen bis jetzt unbekannten Zentralpunkt abspielt, so können wir die dadurch hervorgerufene 
Aberration der Sterne als kosmische Aberration 1 bezeichnen. 
Zur Kenntnis der Bewegung unseres Sonnensystems im Raume gelangt man, indem man zahlreiche 
Fixsternbeobachtungen der Gegenwart mit anderen, die in Zeit weit zurückliegen, vergleicht und derart 
die Eigenbewegungen der einzelnen Sterne ermittelt. Dabei wird man gewisse regellose Eigenbewegungen, 
die nach allen Richtungen hin und in den verschiedensten, wenn auch minimalen, Beträgen auftreten, von 
anderen unterscheiden, die sich gesetzmäßig hinsichtlich Größe und Richtung darstellen und nur daher 
rühren, daß wir mit der Sonne unseren Ort im Raume verändern. Erstere Eigenbewegungen sind als wirk¬ 
liche, letztere dagegen als scheinbare oder parallaktische zu betrachten. Diese letzteren sind es nun, 
welche es möglich machen, die Richtung und Größe der Bewegung unseres Sonnensystems abzuleiten. Es 
wird dies alsbald klar werden durch das folgende Bild. 
Denken wir uns, wir befänden uns im Schiffe auf einem großen Waldsee, der nach allen Seiten von 
Bäumen umgeben wäre. Von der Größe und Richtung unserer Bewegung mit dem Schiffe hätten wir 
unmittelbar keine Kenntnis. Wir würden diese aber erlangen, wenn wir nach verschiedenen Richtungen 
hin die Winkelabstände hervorragender Baumstämme messen und beachten würden, wie dieselben sich 
1 Dieselbe wird auch mehrfach säkulare oder systematische Aberration genannt. 
