Wolf, astronomische Mittheilungen. 357 



auf I Urs, maj. an, und weist darauf hin, dass, wenn es 

 eine Doppelsternbahn giebt, die gross genug ist, damit 

 während der Zeit, die das Licht gebraucht, um die Bahn 

 zu durchlaufen, der Positionswiukel der Sterne sich um 

 ein Messbares ändert, man dadurch die Entfernung der- 

 selben von uns bestimmen könne. — Drei Jahre später 

 erschien im Berliner Jahrbuch für 1832 die berühmt 

 gewordene Abhandlung von Encke, über die Berechnung 

 der Bahnen der Doppelsterne, welche, trotzdem man jetzt 

 vortrefflichere Methoden besitzt, noch häufig benutzt wird. 

 Ihr Vorzug vor der Savary'schen Entwicklung ist nament- 

 lich der, dass Encke Ausdrücke anwendet, die sghon aus 

 anderen Theilen der theoretischen Astronomie geläufig waren 

 und dass die Endformeln für die Kechnung einfacher sind. 

 Wie auch Savary wendet Encke vier vollständige Beob- 

 achtungen an, indem auf irgend eine Weise alle vorhan- 

 denen Positionen zu vier Normalörtern vereinigt wurden. 

 Er prüft seine Methode an 70 p Ophiuchi, einem Doppel- 

 sterne, der, wie auch ihm manchem anderen Astronomen 

 zu schaffen machte, weil er sich eine lange Zeit hindurch 

 keiner Bahn fügen wollte und man desshalb zweifelte, 

 dass er sich den Gravitationsgesetzen gemäss bewege. — 

 Nachdem mit diesen beiden Arbeiten der Anfang gemacht 

 war, folgten sich die Bahnberechnungstheorien schnell. So 

 legte schon 1832 John Herschel seine bekannte graphische 

 Methode der Royal Society vor, welche ausserordentlich 

 practisch und für die Ermittelung einer -provisorischen 

 Bahn sehr empfehlenswerth ist ^*). Ehe man nach der- 

 selben zur eigentlichen Bestimmung der Bahn übergeht, 

 nimmt man mit den Beobachtungen eine Präparation vor, 



*) Monthly Not. vol. II, p. 51. 



