nehmen und zwar zunächst aus dem Grunde, um manches stärker her- 

 vorzuheben, als es damals geschehen ist. Wenn sich hierdurch eine 

 gute und zum Theil auf directerem Wege erhaltene Controle für die 

 Richtigkeit der früheren nicht ganz einfachen Rechnungen ergab, so war 

 dies natürlich nicht unwichtig. Mir schien aber eine solche Prüfung 

 deshalb eine erhöhte Bedeutung zu besitzen, weil in den letzten Jahren 

 Ansichten über die Verhältnisse in dem Sternsystem t, Cancri ausge- 

 sprochen worden sind, die ich als mit meinen Untersuchungen durchaus 

 unvereinbar ansehen muss. 



Die folgende Abhandlung ist in 5 Paragraphen getheilt. 



Im ersten werde ich zur Erleichterung der Uebersicht zuerst die 

 Resultate von I kurz anführen und daran eine Darstellung der haupt- 

 sächlichsten Resultate knüpfen, welche die vorliegende Arbeit ergeben hat. 



Der zweite Paragraph enthält die Grundlagen der folgenden Rech- 

 nungen. Es werden also hier die nothwendigen Formeln entwickelt und 

 der Nachweis der Berechtigung gewisser Annahmen geführt, die später 

 gemacht werden müssen. 



Im dritten Paragraphen soll die Bewegung der zwei inneren Sterne 

 um einander behandelt werden, während der vierte sich mit der Bewegung 

 des entfernteren Begleiters und der fünfte speciell mit den auf diesen 

 sich beziehenden Beobachtungen beschäftigen wird. 



§ 1- 



Der Stern ^Cancri (^1196; «=8''3'°6, ()^=-f80 6', 1850.0) wurde 

 im Jahre 1781 von W. Herschel als dreifach erkannt und zwar wurde 

 von ihm an einem Abende die gegenseitige Stellung der 3 Sterne bestimmt. 

 Derselbe Beobachter hat noch emmal, im Jahre 1802, dasselbe Object auf- 

 gesucht, die beiden inneren Sterne aber nicht getrennt gesehen, wenigstens 

 liegt keine diesbezügliche Messung vor. Infolge dessen ist der physische 

 Zusammenhang aller 3 Sterne erst durch W. Struve's Beobachtung im Jahre 

 1826 nachgewiesen worden. Struve bezeichnet die beiden nahe an einander 

 stehenden Sterne mit A und B, den entfernteren mit C. Die Hellig- 

 keiten in Grössenklassen sind nach demselben Astronomen: 



A = 5.0, B = 5.7, C = 5.5. 



