UEBEß DIE AXENDREHUNG DER FIXSTERNE. 173 



gezeigt werden, dass auch die Gleichung (19) ohne Schwierigkeit 

 in die übliche Form gebracht werden kann. 



Der Zähler des Ausdruckes ist das Quadrat der linearen 

 Aequatorgeschwindigkeit, also eine aus der Verschiebung der 

 Fraunhoferschen Linien spectroscopisch beobachtbare Grösse. Und 

 da die spectralphotometrische Beobachtung des Sternes einerseits 

 zur Kenntniss der Mittelpunktstemperatur., anderntheils durch die 

 Kenntniss der stofflichen Zusammensetzung auch zum Werthe 

 der Grösse c p führt ? so kann die Abplattung ganz auf rein 

 spectralanalytischem Wege bestimmt werden. Da endlich auf 

 diesem Wege auch der Radius des Himmelskörpers bekannt wird*, 

 so kann das aus Beobachtungen abgeleitete Product cor^ in die 

 einzelnen Factoren zerlegt werden, was mit Hülfe der Gleichung (1) 

 auch zur Dauer der Rotation führt. 



II. Ist in einem zweiten Falle n = 1, oder £.= 2, so lautet 

 die Lösung des Gleichungssystemes (8): 



2<? IQ ' Q. c p 9 d 



sin^ cosgg ^i . . . (2(n 



' IQ ' IQ ' a~c p g0 o ' 



fr, = e sin gP i p C0S gP . 



9.Q IQ 



Für ihrer ganzen Masse nach gasförmige Himmelskörper be- 

 stehen dieselben Grenzbedino*uns;en, wie in I. Man hat daher 

 wieder 



B = D = F=0 und A=C=E=1- ■ (21) 



wegen der Mittelpunktsbedingung 



#•£ = & rj = &. = 1 für l = 0, ri = Q 7 £ = 0. 



Die Oberflächenbedingung giebt für den Aequator 



' Q = ?L==(1 — a y 



und für den Pol 



a — 1- 



-fr-- = <9\ ; = 0, wenn o = — = (1 — a] s, 



&: == 0, wenn p = — = (1 — a) a 



Ueber das Spectrum der Himmelskörper. S. oben pag. 163. 



