H. Lupenvorrr: Die Bahn des spektroskopischen Doppelsterns BArietis. 423 
Ferner ist: 
Ar-=159:7:km,:B=3.5km. 
In Anbetracht der Unsicherheit des Maximalwertes von o wurde A 
abgerundet zu 60 km angenommen. 
Nach den von Leumann-Fırnes abgeleiteten Formeln fand ich als- 
dann folgende Elemente: \ 
ur == 1746293 
OT 
e = 0.88 
n = 0.05872 = 3?364 
T=+0olı 
asini= 22 880 000 km 
m? sin?i 
—— = 0.042 ©. 
(m + m,)” 4 
Über die Massen läßt sich, da bei 8 Arietis nur das Spektrum 
der einen Komponente sichtbar ist, nichts weiter ermitteln als die 
oben angeführte Relation. Nimmt man m = m, an, so würde folgen: 
mUsın) —lo17, Or 
Für {= 90° wäre also m = m, = 0.17 ©, die Gesamtmasse des 
Systems würde also ungefähr ein Drittel der Sonnenmasse betragen. 
An die Berechnung der Elemente möchte ich noch einige weitere 
Bemerkungen knüpfen. 
Die Radialgeschwindigkeit von ® Arietis ändert sich zu der Zeit, 
wenn sie ihren größten negativen Wert hat, nur außerordentlich lang- 
sam, so daß die Geschwindigkeitskurve an der entsprechenden Stelle 
nahezu parallel der Abszissenachse verläuft. Die Folge davon ist, 
daß die Phase, zu der die größte negative Ordinate B gehört, äußerst 
unsicher bestimmt ist. Es wurde daher z, in der Weise gefunden, 
daß von dem ganzen unterhalb der Abszissenachse (nach ihrer Ver- 
schiebung wegen der Bewegung des Schwerpunktes) gelegenen Areal 
die Größe 2, abgezogen wurde. 
Die Exzentrizität e wurde nach den von Lennann-Fırnes aufge- 
stellten Formeln: 
2 2YAB z,-+z, 
esinw = . 
A+B 2—z 
A—B 
Bes 
A+DB 
berechnet. Die sonst für große Exzentrizitäten anwendbare Formel: 
ann en 
Vı-e=r ME a 
ee > 
Kela erdn 
