272 



relativa rörelse, fås hvarje stjärnas den ensam tillkommande 

 rörelse i världsrymden. 



Vid dubbelstjärnor, der omloppstiden inom systemet är 

 bekant, kan man vidare erhålla beloppet af stjärnornas massa. 

 Ty bestämningen af afståndet ger dimensionerna af den ena 

 komponentens i dubbelstjärnan bana kring den andra; och 

 mot bestämd storlek af banan och viss omloppstid svarar i 

 enlighet med den tredje Keplerska lagen en bestämd attrak- 

 tionskraft och dermed en gifven massa. På sådant sätt be- 

 stämde Krueger massan af dubbelstjärnan p Ophiuchi till 

 inemot 3 ggr solens och äfven af några andra stjärnor har 

 massan sålunda blifvit bekant. 



Problem af detta sista slag vinna sin lösning genom 

 kännedomen af enstaka parallaxer. Men äfven der väntar 

 det större problemet om massfördelningen i världsrymden. 

 Hvad åter de öfriga stora uppgifterna beträffar, hvilka hän- 

 föra sig till världsalltets konstitution, synes, att en bestäm- 

 ning af afståndet för blott ett mindre tal stjärnor intet an- 

 nat kan göra, än att till en viss grad förbättra hållpunk- 

 terna för antagandena beträffande stjärnornas afstånd. Men 

 karaktären af supposition står fortfarande qvar och slutsat- 

 serna blifva i motsvarande grad osäkra. 



För en verkligen tillfredsställande lösning erfordras der- 

 för bestämningar i stora massor af afstånden till stjärnorna. 

 Ett verkligen fruktbart angripande af dessa för astronomin 

 så ytterst betydelsefulla problem kan icke ske utan omfat- 

 tande systematiska bestämningar af stjärnornas parallaxer 

 och deraf följande afstånd. 



Ett sådant program är dock icke möjligt att genom- 

 föra enligt de hittils gängse metoderna. Ty enligt dessa 

 fordrar bestämningen af hvarje enskild parallax en aUttör 

 lång tid, för att bestämningar en masse vore tänkbara. 



Den omständighet, som jag tidigare framhållit såsom 

 för de fotografiska metoderna karaktäristisk, nämligen att 

 en stark ökning i mängden af de resultat, som uttagas från 



