über die Äiideriifiif des Tones und der Fiirbe durch C.ewegiing. 559 



Der Wefi , dcii (l;i.s Lidit bei der Fortbewej?iing des Sternes 

 mehr zu diirchliiuCeii liut, ist: s = r (1 — cos ^) = ^ r; und die 

 V^erzögerung-: 



r = — < 1 — cos — > ; 

 Y [ r) 



die walire Zeil t ^= t' — r, wobei t' die beobachtete Zeit bedeutet. 

 Man iiat nun 



r (. kr 



t ^ t 1 — cos — 



wobei man, um das wahre t zu finden, annäherungsweise ;-, )5-, ^ 

 einsetzt, mit der i-ichtigeren Zeit ^, , t^, h', wiederholt man nun die 

 Rechnung und bestimmt, wie gewöhnlich, aus linearen GIcirhungen 

 die Fehler x, p von k, r, indem man die höheren Potenzen ver- 

 nachlässigt. 



II. Auf ähnliche Weise verfährt man, wenn man eine elliptische 

 Bahn zu bestimmen hat, die sich dem Kreise nähert. Man rechnet 

 die Elemente für den Kreis und fügt die Correction hinzu. 



III. Schwieriger ist die Rechnung bei einem Kegelscluiitte im 

 Allgemeinen, denn man hat hier mehrere transcendenteGIeicIumgen 

 mit mehreren Unbekannten. Es bleibt in« diesem Falle nichts übrig 

 als ein systematisches schnell zum Ziele fiihrendes Tatonnement zu 

 suchen. 



Im Allgemeinen ist es wahrscheinlich, dass wir es bei farbigen 

 Sternen nicht mit Kegelschnitten zu thun haben, sondern mit anderen 

 ähnlichen Bahnen, w^eil man der schnellen Bewegung wegen auf den 

 Widerstand im Äther Rücksicht nehmen muss. Auch kann sich ein 

 Stern um einen anderen, mit diesem um einen dritten u. s. f. bewe- 

 gen, wo wir alsdann eine Farbenperiode erhalten werden, welche 

 wieder mehrere kleinere Perioden enthält. 



Nach einer kurzen Überlegung sieht man ein, wie wichtig die 

 eben eingeführte Anwendung der Dopp I er'schen Theorie ist; derm 

 dieses Mittel wird zur Erweiterung der Astronomie eben erst da 

 anwendbar, wo die übrigen aufhören es zu sein. Es werden uns 

 Gegenden des Himmels aufgeschlossen und unserem Wissen näher 

 gebracht, von deren Verhalten wir früher keine Ahnung haben 



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