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111 + Uli = o.<^93 Hio- 



Da 111, = 0.614 111. 



so ist m = 0.554m,, 



m, :^ 0.339 rriic 



Bei liekaiiiiteii Massen- und Volunienverliältnisseii laßt sieli aueli die Dichte d des 

 Sternpaarcs in Einheiten der .Sonnendichte d„ bereclinen. Für die letztere ist 



_ 3 mp 

 " " 4 ro-' - 



3 ni 

 für den Veränderlichen d = 



4 r-*- 



Die Berechnung' in Einheiten von dn führt auf 



d 111 ro Uli ro** 



do Hin r^ ixio ri^ 



d ^ o , 192 d||, 



einen Wert, der etwa dem vierten Teil der Dichte des Wassers, also ungefähr dem 

 spezittschen Gewicht von Kork entspricht. Mit den von STEIN (Ap. .1. 29.308) allgeleiteten 

 Werten stimmen meine Elemente gut überein. 



Aus der beobachteten Maximalhelligkeit des Veränderlichen und aus seinem linearen 

 Durchmesser läßt sich noch ein zahlenmäßiges Resultat ableiten. 



Wäre die Parallaxe des Sterns bekannt, so ließe sich die Strahluiigsenergie und 

 damit auch die effektive Temperatur des Hauptsterns berechnen. Indessen führt auch 

 die Durchführung einer Hypothese zu einem interessanten Ergebnis. 



Nimmt man die Parallaxe 



p = 0705 

 an, so wird die Entfernung in Erdweiten 



0.05 sin I 



- = 4 • 10" 



T>a für die Helligkeit der Sonne in Stenigrößen der Wert —26".'$ (Üek.VSKI Mo.><k. 

 Ann. l!d. 5 S. 30) angenommen werden kann, so beträgt der Grüßenunterschicd zwischen 

 RZ Cassioii. und Sonne 32'"9, mithin ist das Helligkeitsverhältnis 



RZ Cassiop. 1 



O 14.4 -lo'^ 



In Soiinenentfernung wäre 



RZ Cassiop. _ (4 • lo")^ 



O 144 • io'2 



d. h. RZ Cassiop. = i i 



Da sicli strahlciiilc Oberflächeii verhalten wie die (Quadrate der liadien, so würde 

 für die Klächenhelligkeit h des Sterns 



„ = ,.,(f 



