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Bulletin de l'/tcaf^^mie Impériale 



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Wurde sich das bestâtigen , so liàtten wir hier gewiss 

 eins der interessantesten Doppelsternsysterae. Boi 

 solcher Oeffnung der Baliii staiide eine relativ bedeu- 

 tende Nâhe der Sterne mit grosser Sicherheit zu er- 

 warten, ein Résultat, das um so wichtiger ware, da 



weder Helligkeit der Componenten. noch Grosse der 

 eigeuen Bewegung auf solclm Nalie hincleuten. 



Vorglcicheu wir nun die 8 Dunér'schen Normal- 

 orter mit unsern vier Formcln, so finden wir folgende 

 Abweicliungen : 



nach S.I 



Beob. — Ilechn. 

 nach S. II 



nach S. III 



1830,0 

 35,0 



43,0 

 50,0 

 58,0 

 63,0 

 68,0 

 71,0 



in ^A 



-0;'035 

 -0,013 

 -0,025 

 -0,002 

 -0,107 

 -0,063 

 -0,170 

 -0,164 



in AD 



0;'088 

 0,030 

 0,199 

 0,175 

 0,035 

 0,075 

 0,016 

 -0,019 



in A.4 



- 0"085 

 -0,030 

 -0,063 

 -0,071 

 -0,223 

 -0,086 

 -0,140 



- 0,092 



in AI» 



-0;'004 

 H 0,062 

 h0,174 

 1-0,130 

 -0,001 

 1-0,062 

 H 0,039 

 1-0,032 



in AJ 



-0;'148 

 -0,096 

 -0,064 

 -0,007 

 -0,133 

 -0,008 

 -0,095 

 -0,077 



in AD 



— 0';i98 



— 0,041 

 -H 0,174 

 H-0,177 

 -H 0,050 

 -H 0,090 

 H- 0,024 



— 0,019 



nach S 

 in A.-l 



h0;'248 



h0,187 



1-0,141, 



hO,070 



t-0,183 



t- 0,049 



*-0,127 



t-0,103 



.IV 



in AD 



— 0;'064 

 -f- 0,008 

 H- 0,1 33 

 -4-0,102 



— 0,012 

 -1-0,065 

 ^-0,057 

 -+-0,058 



Mittel 



0,080 -t-0,053 -1-0,070 -t-0,062 -4-0,078 -t-0,032 -t-0,138 -+-0,043 



Aus den vorstehend angefiihrten Griinden konnen 

 wir dieser Vergleichung kein Gewicht fiir die Ent- 

 scheidung der Frage, welchem von unsern Formel- 

 systemen der Vorzug zu geben sei, beilegen. Es er- 

 gibt sich aber aus derselben, dass durchschnittlich 

 die von Hrn. Dunér angewandten Distanzen um bei- 

 làufig 0',!l grosser sind als die unsrigen. Corrigirt 

 man die einzelnen Abweichungen in A J und AD um 

 die entsprechenden mittleren Unterschiedo, so wurden 

 die nachbleibendeu Unterscliiede beilaufig von dem- 

 selben Betrage sein, wie fur unsere eigonen lle- 

 lationen. 



Bei den vorstehenden Untorsuchungen haben wir, auf 

 Grundlage der Vergleichung mit den Formeln 1)1 es 

 als entschicden angesehen, dass die relative Bewegung 

 der beiden Sterne wàhrend der Zeit der Dorpater und 

 Pulkowaer Messungen nicht eine in gerader Linie 

 gleichmâssig fortschreitende gewesen sein konne. Ob 

 dièse Annahme auch sticlihaltig sei, nachdeui die er- 

 wàhnten Correctionen an die Distanzen meincs Vaters 

 und an die meinige 6 angebracht waren, musste noch 

 nàher untersucht werden. Indem Hcrr Dubiago fur 

 diescn Zweck die corrigirten Relationcn einer strenge- 

 ren Rechnung unterwarf , hat er dieselbe auch auf die 

 ursprunglich gegebenen ausgedehnt. Aus letzteren 

 ergaben sich die folgenden mit S. F, aus crsteren die 

 mit S. VI bozeichneten Formeln. 



S.V 



S. VI. 



A.4 = — i;'5453(ip0;'0n7) 



— 0,1 1060(hzO;'00088).(<— 1850,0) 

 AD= -H 1,6666 (zpO;'0200) 



— 0,10241(rf:0;'00150).(<— 1850,0) 



A^ = — i;'5456 (zp 0;'01 17) 



— 0,1 1073{=hO;'00089). a— 1850,0) 

 AD= -I- 1,6905 (qr 0;'0230) 



— 0,10494 (=p0;'00174).(<— 1850,0) 



Fur die einzelnen Coordinaten 

 meln folgende Abweicliungen: 



s. V 



erseben dièse For- 



s.ri 



