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eingesetzt werden. Die Verbesserungen J i; und J tj hängen natürlich 

 von so vielen Constanten ab, als in den Formeln enthalten sind, welche 

 diese Grössen bestimmen. So wird z. B. im vorliegenden Falle, die 

 Bewegung des Schwerpunktes 5, durch 



'§■= (Jq cos (,« t ~\- v) 

 Tj = (Jq sin (ut -\- v) 



genügend genau bestimmt. Hier ist 



Po 



Po 

 also 



J^-A^Jr].B = ^-°(^i-+ Bri) -]- (Jr ^tJ,u) {B § — A rj) 

 Po 



mid das ganze Problem hängt von den 8 Constanten 



ß, r^ f^ *' ^' ^0) IS ^ 



ab. In ferner Zukunft, wo es gelingen wird, für die Bewegung von S2 



eine Ellipse zu bestimmen, müssen natürlich die 7 Bestimmungsstücke 



dieser elliptischen Bewegung aufgenommen werden und man hat dann 



ein System von linearen Gleichungen mit 12 Unbekannten aufzulösen. 



Hierzu kommt noch eine Grösse, welche dem früheren y entspricht und 



A-\- B 

 angiebt um wieviel man sich von der Mitte —^ — nach B (in Einheiten 



Li 



dieser Entfernung) entfernen muss, um den Punkt zu erhalten, um welchen 

 die Kepler'sche Bewegung stattfindet, der also als der Schwerpunkt von 

 A und B angesehen werden darf. Im Folgenden ist auf dieselbe keine 

 Rücksicht genommen worden, weil sich oben bei Formel IV und auch 

 früher schon in I herausgestellt hat, dass y sehr klein ist. Es kommt 

 dies darauf hinaus, dass es bei der Betrachtung der Bewegung des Sternes 

 C erlaubt ist, die Massen der beiden Sterne A und B einander gleich 

 zu setzen. Es wird nicht unwichtig sein zu bemerken, dass auch die 

 Helligkeit der beiden Sterne nicht gerade gegen dieses Resultat spricht. 

 Dass freilich, entsprechend einem negativen y^ der Stern A heller als 

 B ist, muss als ein zufälliges Zusammentreffen bezeichnet werden. 



Abh. d.II.Cl. d.k. Ak. d.Wiss.XVII. Bd. T. Abth. 9 



