426 Sitzung der physikalisch-mathematischen Classe vom 25. April 1907. 
Form der Geschwindigkeitskurve um das Maximum herum näherungs- 
weise zulässig ist: 
US—MTAS 
DE—WENSET 
e = 0.90. 
Unter den spektroskopischen Doppelsternen, deren Bahnen bisher 
bekannt sind, hat & Arietis bei weitem die größte Exzentrizität; auf 
ihn folgen &Hereulis mit der Exzentrizität 0.55 und ZUrsae majoris 
mit der Exzentrizität 0.52. Im allgemeinen scheinen bei den spek- 
troskopischen Doppelsternen, soweit man derartige Schlüsse aus dem 
geringen, bisher vorliegenden Material ziehen darf, die kleinen Ex- 
zentrizitäten vorzuwiegen. Bei den 26 Bahnen derartiger Sternsysteme, 
welche zur Zeit bekannt sind ($ Arietis eingeschlossen), verteilen sich 
die Exzentrizitäten in folgender Weise: 
e Anzahl 
0.00 bis 0.15 15 
0.16 » 0.30 3 
0.31 » 0.45 2 
0.46 » 0.55 5 
> 0.55 I 
Zu bemerken ist noch, daß DesLanpees bei dem spektroskopischen 
Doppelstern $ Aquilae e= 0.60 gefunden hat; doch scheint die Bahn- 
bestimmung sehr unsicher zu sein, und ich habe daher $ Aquilae 
nicht mit in die obige Statistik aufgenommen. 
Unter den visuellen Doppelsternen sind mehrere vorhanden, deren 
Exzentrizitäten ebenso groß oder sogar noch größer sind als bei 
®Arietis. Nach Arrkens »Catalogue of the orbits of visual binary 
stars'« ist bei y Virginis e = 0.90, bei 32525 sogar e = 0.96. Die 
Umlaufszeiten dieser Sterne betragen aber 194 bzw. 307 Jahre. Sonst 
besitzen noch Exzentrizitäten von 0.80 und darüber die Doppelsterne 
yAndromedae BC (e= 0.82, U= 55 Jahre), 99 Hereulis (e = 0.81, 
U= 65 Jahre) und yCentauri (e=0.30, U=38S Jahre). Es handelt 
sich hier also durchweg um Systeme von langer Umlaufszeit, während 
bei 8 Arietis die sehr starke Exzentrizität gerade im Hinblick auf die 
Kürze der Umlaufszeit besonderes Interesse bietet. 
! Lick Observatory Bulletin Nr. 84 (1905). 
Ausgegeben am 2. Mai. 
Berlin, gedruckt in der Reichsdruckerei. 
