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niusste CS natürlich Wunder nehmen, dass auch diese BahnbestiininunL;-, weiche auf ein so umfassendes 

 Material gegründet war, schon nach wenigen Jahren bedeutende und uncrl<lärliche Abweichungen im 

 Positionswinkel zeigte. 



Es war daher sehr naheliegend, hier den störenden Eintluss einer dritten, unsichtbaren Masse zu 

 vermuthen, worüber sich schon bei Mädl er eine Äußerung hndet (Astron. Nachr., Bd. XIX). Wenn es auch 

 nicht bezweifelt werden kann, dass eine neue Bahnbestimmung nach dem Kepler'schcn Gesetze wieder die 

 großen Differenzen verscliwinden lassen würde, so ist doch damit nicht erklärt, warum die früheren 

 Bestimmungen, speciell die Schur' sehe, dies nicht auch leistet, nachdem doch das Beobachtungsmatcrial 

 nach ge\\-öhnhchem Maßstabe weitaus ausreichend wäre. 



Der erste, der den Versuch machte, die Bewegungsverhältnisse einer dritten Masse in diesem System 

 festzustellen, war Jacob (Monthly not., vol. XV), doch wurde damals wenig Gewicht darauf gelegt. Erst 

 in neuester Zeit, als sich die Abweichungen von der Schur'schen Bahn gezeigt hatten, griff See wieder 

 auf diese Hypothese zurück. Danach soll die dritte Masse in einer engen Bahn um den Hauptstern kreisen 

 mit einer Umlaufszeit von 36 Jahren. 



Die osculierenden Elemente, von denen See ausging, waren durch einen Anschluss an die 

 Distanzen allein gewonnen worden (Astron. Journal, vol. XVI). Doolittle, der die nöthigen numerischen 

 Rechnungen durchführte, machte einen zweiten Versuch, indem er die osculierenden Elemente aus 

 Distanzen und Positionswinkel gleichmäßig herleitete. Er fand so für den dritten Körper eine etwas längere 

 Periode. 



Nach den Untersuchungen vonMoulton (Astron. Journal, vol. XX) ist aber die Stabilität dieses 

 Systems stark in Frage gestellt, da sich die lange Umlaufszeit mit der großen Masse, die der dritte Körper 

 haben muss, nicht vereinbaren lässt. 



Burnham hat auch bei seinen Nachforschungen mit dem 18zölligen Dearborn- und dem großen 

 Lick-Refractor von einem dritten Stern in der Nähe der beiden anderen nichts entdecken können. 



Es soll nun im Folgenden abermals versucht werden, die .Anomalien der Bewegung an diesem System 

 durch den Einfluss einer dritten Masse zu erklären, doch soll eine andere Configuration des Systems vor- 

 ausgesetzt werden. 



Die dritte Masse soll nicht um eine der Componenten, sondern um den Schwerpunkt beider eine 

 Bahn von sehr großem Radius beschreiben. Wir wollen die Distanz sogar so groß voraussetzen, dass die 

 Ortsveränderung des Körpers weiter nicht in l^etracht kommt; die obige Periode, welche ungefähr die 

 Hälfte der Hauptperiode ist, wäre dann als eine periodische Störung abhängig \'on der doppelten und mehr- 

 fachen mittleren Anomalie aufzufassen, während die Periode des dritten Körpers gar nicht in die Rechnung 

 eintritt, weil sie zu lang ist. 



Wir haben es also hier mit einem ähnlichen Störungsproblem zu thun, wie es bei l Cancri auf- 

 getreten ist {Seeliger: Denksch. der kais. Akad. der Wiss., mathem.-naturw. GL, Wien. 188'J und 

 Abhandl. der kön. bayr. Akad. der Wiss., mathem.-naturw. Gl. 1888), nur ist es noch complicierter, da die 

 3. Gomponente nicht sichtbar ist. 



Nachdem dort festgestellt war, dass man ohne Nachtheil die Bahn des dritten Sternes in die 

 Projectionsebene legen kann und sich gleichzeitig ein Massenwert für denselben ergeben hatte, war es 

 möglich, die .Störungen vollständig zu berechnen, dieselben von den Beobachtungen abzuziehen und die 

 Reste nach dem Kepler"schen Gesetze auszugleichen. Hier aber, wo von der dritten Masse gar nichts 

 bekannt ist, bleibt nichts übrig als die Elemente desselben gleichzeitig mit denen der sichtbaren Com- 

 ponenten in die Gleichungen aufzunehmen, wodurch die Rechnungen bedeutend umfangreicher werden. 



Natürlich werden auch die erhaltenen Resultate nicht sehr sicher sein, da, um die Rechnung über- 

 haupt bewältigen zu kleinen, vereinfachende Bedingungen eingeführt werden mussten, von denen es 

 schließlich zweifelhaft erschien, ob sie für die in Betracht kommenden Zeiträume aufrecht erhalten werden 

 können. Es kann daher das folgende nur zu einer Orientierung dienen, ob die durch die Beobachtungen 

 constatierten Abweichungen von dem Kepler'schen Gesetze von der An sind, dass sie sich durch ähnliche 



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