Über den scheinbaren Durchmesser der Fixsterne. 103 
rigkeiten gewiss aller Anerkennung würdig, sie sind nur durch die ausgezeichneten Mikrometermessungen 
der neueren Zeit, besonders jener in Dorpat, möglich geworden, und eröffnen ein ganz neues Feld der 
Astronomie, gegen welches dasjenige als ein Punkt verschwindet, innerhalb welehem bisher die Bahn- 
bereehnungen der Astronomen sich bewegten. 
Wenn die von Struve geschätzten Grössen m nieht dem Gesetze entsprechen, welches unserer For- 
mel (1) hinsichtlich der Helligkeit der Sterne zu Grunde liegt, so muss desshalb eine Differenz in den nach 
(1) und (5) berechneten A’ und A entstehen. Die Helligkeitsconstante 5 = 1,587, welche der Formel 
(1) zu Grunde liegt, habe ich auf Argelander’s Grössenschätzung zu gründen gesucht, und dürfte diese 
näherungsweise ausdrücken. Ich habe nun bei 50 Sternen von 2. bis 6. Grösse die Schätzungen beider 
Astronomen verglichen und finde, dass die Summen der positiven und negativen Differenzen sehr nahe 
gleich sind, mithin eine bedeutende eonstante Abweichung der Formel (1) von Struve’s Grössenschätzung 
kaum zu befürchten ist. Es kann jedoch immerhin ein Theil der Differenzen zwischen A und A’ der Unsicher- 
heit in »» zugeschrieben werden. 
In Betracht aller dieser Schwierigkeiten ist die Übereinstimmung zwischen A und A’ gewiss befriedi- 
gend, ja grösser, als mit Grund erwartet werden konnte, und es wird sonach erlaubt sein, die Hypothese, 
welche bei den Fixsternen die Leuchtkraft und Dichte unserer Sonne voraussetzt, und somit auch unsere 
Gleiehung (5) so lange für näherungsweise richtig anzunehmen, bis Beobachtungen uns hierüber näheren 
Aufschluss geben. Durch diese Annahme sind wir in den Stand gesetzt, bei Doppelsternen aus der Distanz 
auf die Umlaufszeit zu schliessen. Freilich ist, so lange die Gestalt der Bahn und ihre Neigung gegen die 
Gesichtslinie unbekannt sind, auch die halbe grosse Axe a unbestimmt, und nur soviel bekannt, dass sie 
nicht kleiner, wohl aber unbestimmt grösser sein könne, als die Hälfte der grössten beobachteten Distanz. 
Setzen wir in (5) für 0 seinen Werth aus der Gleichung (1) so folgt 
1506.22. 147220206) 
wo m die Grössenelasse für die Summe beider Sterne, und aus »m,, m, der einzelnen Sterne gefunden 
-@4“ 
Nach der Formel (6) ergeben sich folgende Umlaufszeiten für die verschiedenen Werthe a und m. 
wird; es ist nämlich 
m—2 | m—3 | m—H Mm—) m—6b 
Umlaufszeiten in Erdjahren. 
42 84 167 334 
118 236 472 944 
334 668 1356 2672 
614 1228 2456 4912 
945 1890 3780 7560 
1321 2642 3285 10570 
2426 4852 9705 19410 
3738 7475 14950 29900 
5222 10445 20890 41780 
6562 13725 27450 54900 
5284 10568 21136 42272 84544 
7384 14768 29536 59072 118144 
9708 19416 38332 77664 155328 
14944 29888 59776 119552 239104 
20388 41776 83552 167104 334208 
