538 Sitzung der physikalisch -mathematischen Classe vom 10. Mäiv. 1904. 



Für die Masse des Systems kann man, da über die Bewegung 

 der zweiten Componente nichts bekannt ist. nur die oben gegebene 

 Rebition 



■ml sin'« 



= o.öoi O 



[m^ ■+- 77i^Y 



berechnen, in der m^ die Masse des sichtbaren, «i^ die des unsicht- 

 baren Sterns ist. Auch hier kann man jedoch durch phuisibele An- 

 nahmen wenigstens zu einer näherungsweisen Schätzung der wahren 

 Verhältnisse gelangen. 



Alle spectroskopischen Doppelsysteme, bei denen bisher die Be- 

 obachtung der zweiten Componente gelungen ist, bestehen aus zwei 

 Sternen von nahe gleicher Masse, und es lässt sich zeigen, dass aucli 

 im vorliegenden Falle der dunkle Stern nicht wesentlich kleiner als 

 der .sichtbare sein kann. Rechnet man zunächst den sehr unwahr- 

 scheinlichen Fall m^ := 5 ?«, durch , in welchem also der dunkle Stern 

 fünfmal so gross wäre als der helle, so erhält man 



7/1^ sin'i = 0.865 O 



TWj sin'« = o. I 73 O 



(??2, -h m,) sin' f =: 1 .03 8 O 



In diesem Falle würde also die Gesammtmasse des Systems schon 

 sicher grösser sein, als die Sonnenmasse. Rechnet man in gleicher 

 Weise die Annahmen m., = ni^, m, = 5 /»^ und /«, = loin^ dm'ch , so 

 erhält man die in Tabelle V zusammengestellten Werthe für die Massen. 



Tabelle V. 



!i siii3 i Jrtj sin3 i [m-^+m^) sin3 i 



7nj = o.2W2 i 0.173 O 0.865 O 1.0380 



Wj ^ vt^ 2.404 • 2.404 " 4.808 " 



raj = 5n(2 108.2 •■ i 21.6 . I 129.8 



nii = lOTBj j 727.2 - I 73.7 " I 799-9 



Nimmt man m, merklich grösser als tti^ an, so kommt man, 

 wie die Tabelle zeigt, ganz abgesehen von dem Factor sin'/, schon 

 auf ganz enorme Massen, und es dürfte daher wohl das Wahrschein- 

 lichste sein, dass auch bei ^Orionis die beiden Massen nahe gleich 

 sind. Rechnet man daher unter der Voraussetzung m, = 711^ nun 

 wieder die früheren Annalimen über den Betrag von i durch , so 



