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des §icii>iicL'M (le Saint - Pt^tcrsbours:. 



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Fiir dcn Hauptstern liât Argelander ini 7. Bande 

 der BonuerBeobachtuugeu, unter Benutzung aller seit 

 1790 angestellten Beobachtuiigen eine erhebliche 

 Eigenbewegung nachgewiesen. Er findet dieselbe 

 jabrlich: 



in iîl —0^0365 = — 0"104 des grôssten Kreises 



in Decl. -4- 0;'l41. 



Es gilt dièse Eigenbewegung fiir die Epoche 1 855,0, 

 welehe also bis auf eine hier nicht weiter zu beriick- 

 sichtigende Quantitat mit unserer Epoche 1850,0 zii- 

 sammenfallt. Ûber die Genauigkeit der abgeleiteten 

 Bewegungen liegen zwar keine Angaben vor; nach der 

 Ubereinstinimung der einzelnen beobachteten Coordi- 

 naten mit den Formeln làsst sich aber wohl anneh- 

 men, dass die gefundeaen Wertlie bis auf einen sehr 

 kleinen Bruchtheil ilires Betrages genau sind. 



Vergleichen wir nun mit diescr absoluten eigenen 

 Bewegung des Hauptsternes die relative Bewegung 

 der beiden Sterne, wie wir sie vorstehend abgeleitet 

 haben, so ergibt sich, dass auch der kleinere Stern 

 scheinbar eine nicht unbetriichtliche jahrliche Eigen- 

 bewegung hat. Es findet sich namlich dieselbe 



inyR = 

 in Decl. 



0,'0170=: 



-0';i63, 



0^'0483 des grôssten Kreises 



also ranmlich 0^^170, wàhrend die von Argelander 

 fiir den helleren Stern gefundenen Werthc raumlich 

 0''175 ergeben. 



An und fiir sich ist eine so erhebliche eigenc Be- 

 wegung bei zwei Sternen, die nur eine miissige An- 

 zahl Secunden von einander abstchen, augenblicklich 

 kauni 20", eine bemerkenswerthe Erscheinung. Wenn 

 die Bewegung in demselben Sinne und nahezu in glei- 

 chem Betrage sich zeigte, wtirden wir keinen Augen- 

 blick anstehn , den physischen Verband der beiden 

 Sterne fiir erwieseu zu halten. Im vorliegenden Falle 

 ist nur der absolute Betrag der Bewegung uahezu iden- 

 tisch, ihrc Richtung jedocli beilâuiig einander entgegen- 

 gesetzt. Sind wir deshalb berechtigt, die beiden Kor- 

 per als nicht in physischem Verbande stehend anzuse- 

 hen? Gewiss nicht; im Gegentheil, scheint es, besitzen 

 wir hier ein Indicium zu Gunsten desselben Bci der 

 liber wiegend grossen Menge der Sterne ist bekanntlich 

 die eigene Bewegung eine kaum inJahrhundcrten merk- 

 liche Quantitiit. Es muss dahei die starke Eigenbe- 



wegung zweier so uahe bei einander gelegenen Sterne, 

 wie es hier der Fall ist, nothwendig den Gedanken 

 einer gegenseitigcn Abhilngigkeit der Bewegungen 

 hervori'ufen, und dicser Gedanke gewinnt noch bedeu- 

 tend an Gewicht durch dcn Umstand, dass die Bewe- 

 gungen in nahezu einander entgegengesetzter Richtung 

 erfolgen. Dièse Erscheinung miisste sich namlich zei- 

 gen, wenn die Bewegungen der beiden Sterne durch 

 ihre gegenseitige Attraction bedingt sind. Dabei wiirdc 

 dann noch der nahezu gleiche Betrag der scheinbaren 

 Bewegungen darauf hindeuten, dass beide Sterne, ob- 

 gleich wcsentlich an Helligkeit verschieden, doch in 

 Bezug auf Masse einander nahezu gleich wiiren; oder 

 aber es kônnte auch der Schwerpunkt zwischen bei- 

 den noch eine merkliche Eigenbewegung haben, wie das 

 bei so vielen Doppelsternen der Fall ist, und dann 

 wiirdc sich das Massenverhaltniss nach den dadurch 

 modificirten absoluten Bewegungen der Componenten 

 verschieden gestalten. 



Sollte sich die Hypothèse, dass die beobachteten 

 relativen Bewegungen der beiden Sterne durch ihre 

 gegenseitige Attraction bedingt sind, bestâtigen, so 

 haben wir es hier voraussichtlich mit einem sehr in- 

 teressanten Système zu thun. Die grosse scheinbare 

 Oeffnnng der Bahn, die 1819 beilaufig 40" betrug 

 und die wir, da seitdem noch keine erheblicha Be- 

 schleunigung der Bewegung zu bemerken ist, in ihrem 

 Maximo auf mehrere Minuten anzuschlagen berechtigt 

 wàren, wiirde in Verbindung mit der raschen Bewe- 

 gung in (1er Bahn auf eine relativ geringe Entfernung 

 des ganzcn Systems von der Sonne hindeuten. Bestim- 

 mungen der absoluten Parallaxe beider Sterne wtirden 

 wahrscheinlich am raschesten die Frage entscheiden. 

 Es ist dabei als ein gliicklicher Umstand zu bezeich- 

 nen, dass die hohe nordlichc Declination der Sterne 

 kraftigen Fernrohreu unzweifelhaft gestatten wurde, 

 den helleren Stern das ganze Jahr hindurch in beiden 

 Culminatinnen zu beobachten : und auch fiir den 

 schwiicheren diirften sich, bei deriRvonô'', Beobach- 

 tungen in beiden Culminationen vielleicht auf 8 bis 

 9 Monate ausdehnen lassen. Auch fur relative Paral- 

 laxenbestimmung sind in diesem Fall giinstige Bedin- 

 gungen geboten, da sich mehrere Vergleichsterne von 

 der 8ten bis zur lOten Grosse in Abstiinden von 2' 

 bis 4' von dem Sternpaare vorfinden. Es môge daher 

 dièses Object der Aufmerksamkeit der Astrononien 



