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und die Eiitt'ei'iiung iuigeben. Aus leicht begreiflichen Gründen ist 

 aber die Neigung der Bahnebene, hiemit die absolute Grösse der 

 Elemente und die Entfernung bestinwnt, sobald man eine messbare 

 Ortsveränderung an dem Sterne bemerkt. Sollte die Photometrie 

 noch Fortschritte machen, wie es wohl zu erwarten ist, so werden 

 wir wenigstens in den speciellen Fällen, in welchen wir es mit sehr 

 gestreckten Ellipsen zu thun iiaben, die Messung der Ortsverände- 

 rung durch Messung der Lichtintensität ersetzen können. Zugleich 

 mit der Farbe ändert sich nämlich die Lichtintensität und diese hängt 

 nicht nur von der Geschwindigkeit, sondern auch von der Entfernung 

 des Sternes ab. 



Man kann also durch Beachtung der Lichtintensität einerseits 

 die aus der Farbe gerechneten Elemente controliren und andererseits, 

 wenn ein Theil dieser Elemente bekannt ist, die fehlenden (z. ß. 

 Neigung der Bahnebene und Entfernung) bestimmen. 



Bei den Bestimmungen der Farbe, welche man zum Zwecke der 

 fiechnung machen wird, kann man sich nicht auf das blosse Auge 

 verlassen, sondern man müsste beiläufig so verfahren: 



Das Bild des Sternes wird durch das Prisma in ein Spectrum 

 zerlegt , in welchem sich nun zweierlei dunkle Linien zeigen , die 

 einen rühren von unserer Atmosphäre, die anderen vom Sterne her; 

 die letzteren müssen nun beim Farbenwechsel des Sternes ihren Ort 

 ändern und aus dieser Änderung wird die Geschwindigkeit des 

 Sternes bestimmt. 



Wir müssen uns hier vorläufig auf die einfachsten Beispiele der 

 Bahnbestimmung beschränken. 



L Es bewege sich der zu beobachtende Stern in einem Kreise. 

 Ob dies stattfinde oder nicht, werden wir unter allen Umständen 

 sehr leicht entscheiden können, selbst wenn wir gar keine Ortsver- 

 änderung am Sterne nachweisen können. In unserem Falle wird näm- 

 lich der Stern eine gleichlange Zeit brauchen utn von seiner gröss- 

 ten Wellenlänge zur kleinsten und von dieser zurück zur grössten 

 zu gelangen. Bei der Ellipse findet das nicht mehr Statt, woil hier die 

 Geschwindigkeit verkehrt proportionirt ist der Normale; man wird 

 aber hier gerade aus dem erwähnten Zeitverhältnisse am leichtesten 

 die Excentricilät bestimmen. 



1. Der Stern bewege sich also in einem Kreise vom Radius r 

 mit der Geschwindigkeit k; der Kreis liege so weit, dass er uns nur 



