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Eigenbewegung 
der Fixsterne. 
260° 41' Reklaszcnsion, + 28° 49' Deklination, 
als denjenigen bestimmt, auf welchen die 
Bewegung der Sonne gerichtet ist. Ein 
ähnliches Resultat gewann auch Klügel 
in Halle, während Prevost 
230° Rektasz., -1-25° Dell. 
erhielt. Später beschäftigten sich noch 
Biot sowie Gauß und Bessel mit die 
sem Problem. Indessen war damals eine 
zu geringe Zahl von Eigenbewegungen 
bekannt, als daß die gewonnenen Resul 
tate hätten auf große Zuverlässigkeit An 
spruch machen können. Die ganze Frage 
trat in ein neues Stadium, als A r g e l a n - 
der seit 1827, während seines Aufenthalts 
in Abo, alle Sterne mit größerer Eigen 
bewegung einer genauen Beobachtung un 
terwarf. Die 560 Sterne, von denen er 
die Eigenbewegungen ermittelt hatte, teilte 
er in drei Gruppen: solche, deren Eigen 
bewegungjährlich über eine Bogensekunde, 
solche bei denen sie zwischen Va und einer 
Sekunde und endlich solche, bei denen sie 
zwischen 0,2 und 0,5" lag. Aus jeder ein 
zelnen Gruppe bestimmte er den fraglichen 
Punkt des Himmels. Er erhielt dabei aus 
der ersten Gruppe den Ort (für 1792,b) 
256° 25' Rektasz., +38° 37' Dell., 
aus der zweiten 
255° 10' Rektasz., +38° 34' De«, 
und aus der dritten Gruppe 
261° 11' Rektasz., +30° 58' De«. 
Aus 147 Sternen, deren Eigenbewe 
gungen von andern Astronomen ermit 
telt worden waren, hat Lund ah l für 
denselben Punkt die Koordinaten 
252° 24' Rektasz., +14° 27' De«, 
abgeleitet; O. Struve dagegen fand aus 
392 Sternen, die meist mit den von Ar- 
gelander benutzten identisch, 
261° 22' Rektasz., +37° 36' De«. 
(für 1790). 
Während alle diese Bestimmungen mit 
Hilfe von Sternen der nördlichen Halb 
kugel ausgeführt worden waren, zog 
Galloway (1847) in den Bereich seiner 
Untersuchung auch 81 im nördlichen Eu 
ropa nicht sichtbare Sterne der südlichen 
Hemisphäre und erhielt dabei das mit den 
Argelanderschen nahe übereinstimmende 
Resultat (für 1790) 
260° 0' Rektasz., +34° 23' De«. 
Die umfassendste Arbeit dieser Art hat 
Mädler unternommen, welcher die 
Eigenbewegungen von 2163 Sternen des 
Bradleyschen Katalogs, die alle uin mehr 
als 4" in 100 Jahren fortrücken, unter 
suchte und daraus die Werte (für 1800) 
261° 39' Rektasz., +39° 54' De«, 
erhielt. Eine sehr wertvolle Arbeit hat 
auch später der Engländer Dunkin ge 
liefert, welcher 1167 Sterne benutzte, die 
in Greenwich oft beobachtet worden, und 
sich einer ganz abweichenden, von Airy 
herrührenden Berechnunc;smethode be 
diente. Er ging von zwei verschiedenen 
Hypothesen aus': einmal nahm er au, daß 
wir in den Eigenbewegungen der Sterne 
nur die Sonnenbewegung abgespiegelt 
sehen, und daß die noch übrig bleibenden 
Abweichungen Beobachtungsfehler sind; 
ein andermal setzte er diese Abweichung 
vollständig auf Rechnung der Bewegung 
der Sterne. Die erste Hypothese gab ihm 
261° 14' Rektasz.. +32° 55' De'«., 
die zweite 
263° 44' Rektasz., +25° 0' De«. 
In den letzten Jahren hat Leo de Ball 
aus den Eigenbewegungen von 67 größ 
tenteils der südlichen Hemisphäre auge- 
hörigen Sternen den Ort (für 1860) 
269° 33' Rektasz.. +23° 11' Dekl. 
berechnet, welcher von den Argelanderschen 
Bestimmungen etwas abweicht. 
Zieht man die Schwierigkeit derartiger 
Untersuchungen und die ihnen von Natur 
anhaftende Unsicherheit in Betracht, so ist 
die Übereinstimmung der Resultate so 
groß, daß man an dem Fortrücken unsers 
Sonnensystems im Weltraum keinen 
Zweifel mehr hegen kann, und zwar liegt 
der Punkt, nach welchem diese Bewegung 
gerichtet ist, nahe bei der von W. Herschel 
gefundenen Stelle im Sternbild des Her 
kules nicht weit vom Stern q desselben. 
Bei weitem unsicherer ist das, was wir 
über die Geschwindigkeit der Fortbewe 
gung des Sonnensystems sagen können. 
Zur Bestimmung dieser Größe sind hypo 
thetische Annahmen über die mittlere Ent 
fernung der Firsterne notwendig, und auf 
diese Weise ergibt sich die Geschwindigkeit 
in der Sekunde, je nachdem mau den An 
nahmen von O. Struve oder von Gil-