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Zeugung aufdrängte, dass hierdurch ein engerer Anschluss an die Beob- 

 achtungen nicht zu erzielen sei. Ausserdem kommen wir durch die 

 folgenden Rechnungen wieder auf dieselben Werthe der die Bewegung 

 von 1S2 bestimmenden Constanten zurück und diese sind es doch haupt- 

 sächlich, über deren Richtigkeit die neue Ausgleichung hätte Aufschluss 

 geben können. 



Bestimmt man nun aus den 18 Gleichungen (8) nach der Methode 

 der kleinsten Quadrate, die hier nur als gutes Hülfsmittel ohne tiefere 

 Bedeutung im Sinne der Wahrscheinlichkeitsrechnung auftritt, die Con- 

 stanten n und t. so ergiebt sich folgende Formel: 



iJf= 203°1— 20''460 (^— 1850.2) (V^) 



Man wird nicht erwarten können, dass diese Formel mit den aus 

 den Elementen (VJ berechneten M so gut übereinstimmt, wie bei gewöhn- 

 lichen Doppelsternbahnen. Man bedenke nur, aus welchen äusserst kleinen 

 Aenderungen gemessener Grössen die Elemente (V^) abgeleitet werden 

 mussten und wie die kleinen Beobachtungsfehler in so sehr vergrössertem 

 Massstabe auf die Grösse M übergehen. Es ist aber doch interessant, 

 beide Werthreihen zu vergleichen. Ich habe deshalb in der obigen Zu- 

 sammenstellung die aus den Elementen direct berechneten Werthe M^ 

 und die aus Formel (Vb) folgenden Mp neben einander gestellt. Mit Hülfe 

 der durch (VJ und (V^) dargestellten Elemente ergiebt sich nun leicht die 



Distanz ^ und der Positionswinkel x) des Sternes C von ^P— aus, aus 



Li 



den entsprechenden Grössen (>(, und p^ des Punktes 82- Es ist nämlich, 

 wenn man mit r und n Distanz und Positionswinkel von C für ein in 

 den Punkt S.^ gelegtes Coordinatensystem bezeichnet 

 (Jq sin (po — p) ^= r sin {p — n) 

 (>o cos(j9o — p) =z (} — r cos (p — 7j) 

 oder genügend genau: 



Pq — p = /Ip = y ^\r).{p — n) 

 ^Q — p = z/(> = — r cos {p — Ji) 

 wobei noch bemerkt werden kann, dass nach (9) 



(>o = 5.454 ; p^ = 18°41 — 0^513 (t — 1850.2) (10) 



