31 



man nämlich für verschiedene y die zugehörigen a und x, so erhält 

 man folgende Zahlenreihe: 



y 



a 



X 



1 



O'.'SO 



0.79 



2 



0.49 



1.25 



3 



0.56 ' 



1.58 



4 



0.61 



1.83 



10 



0.83 



2.85 



20 



1.05 



3.85 



100 



1.80 



7.30 



Halten wir daran fest, dass die früheren Untersuchungen für y den 

 Werth 2.4 ergeben haben, dass überhaupt sehr grosse Werthe von y 

 wenig wahrscheinlich und voraussichtlich sogar bei genauerer Unter- 

 suchung der ausgeübten Störungen ganz auszuschliessen sind, so dürfte 

 mit grosser Sicherheit der Schluss zu ziehen sein, dass der Stern D in 

 einem Abstand von wenigen Zehnteln einer Secunde sich von C befinden 

 muss. Abgesehen von allem Anderen dürfte diese grosse Nähe der beiden 

 Massen die Thatsache genügend erklären, warum der jedenfalls licht- 

 schwache Stern D bisher nicht gesehen worden ist. 



§ 3. 



Ich gehe nun zur speciellen Betrachtung der Bewegung des Sternes 

 B \xxa A über. 



Die in meiner früheren Arbeit (I p. 35) berechneten Störungswerthe, 

 welche die Einwirkung des dritten Sternes auf die Bewegung von B um 

 A ausdrücken, werden wohl kaum einer Verbesserung bedürfen. Trotz- 

 dem habe ich es nicht für unnütz gehalten, diesen Theil der Rechnung 

 noch einmal zu wiederholen. Zunächst wollte ich hierdurch eine unab- 

 hängige Controle für die Richtigkeit jener Rechnungen erhalten, zugleich 

 aber auch die a. a. 0. (pg. 33) erwähnte, damals nicht zur Anwendung 

 gekommene Methode nun wirklich benutzen. Diese Methode ist oben 

 (pg. 20) ausführlich aus einander gesetzt worden. Es wurde also nach 

 den Formeln (4) gerechnet und die Integration nach den zuerst von Encke 

 gegebenen bekannten Vorschriften auf mechanischem Wege ausgeführt. 

 Die ganze Rechnung gestaltet sich verhältnissmässig sehr einfach und 



