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winkel und Distanzen sind bei Doppelsternen stetigen Aenderungen 

 unterworfen; denn ihre Komponenten bewegen sich nach den 

 Gesetzen der Zentralbewegung in Ellipsen um ihren gemeinsamen 

 Schwerpunkt. Nehmen wir die massenreichere Komponente als 

 ruhend an, so ergibt sich als Relativbewegung der kleineren 

 Komponente die Bewegung in einer Ellipse, in deren einem 

 Brennpunkte die größere Komponente steht. 



Während die scheinbaren Distanzen des Sternes C von A 

 und B verhältnismäßig sehr groß sind (20" — 44"), sind, wie schon 

 erwähnt, die von A und B sehr klein (kleiner als 0'5"). Da die 

 Genauigkeit der Beobachtungen der Positionswinkel mit der 

 scheinbaren Distanz schnell abnimmt, können die Beobachtungs- 

 fehler bei A und B zu den Zeiten, wo sie sehr gering ist, ganz 

 beträchtliche Werte erreichen. Dazu gesellt sich eine weitere 

 Schwierigkeit, die darin besteht, daß man bei der nahezu gleichen 

 Helligkeit x ) und der gleichen gelben Farbe beider Komponenten, 

 A und B, in Verlegenheit ist, welchen man bei einer früheren 

 Beobachtung als ruhend angenommen hat oder, mit anderen 

 Worten, bei welchen man früher den Scheitel des Positionswinkels 

 annahm. Letzterer ist daher bis auf 180° unbestimmt. 



C beschreibt, wie aus Beobachtungen über einen Zeitraum 

 von 1 20 Jahren hervorgeht, relativ zum Schwerpunkte von A und B, 

 der kurz mit S bezeichnet sei, eine Bahn, welche als geradlinig 

 angesehen werden kann und die auf Eigenbewegung sowohl von 

 S als auch von C zurückzuführen ist. 2 ) Daher kann angenommen 

 werden, daß C mit A und B nur optisch verbunden ist, d. h. C 

 steht nur scheinbar A und B nahe, befindet sich aber wahr- 

 scheinlich entweder sehr weit vor oder hinter ihnen. 



Dagegen bewegt sich B um A in einer Ellipse, deren 

 Dimensionen und Lage im Räume sich aus den beobachteten 

 Positionswinkeln und scheinbaren Distanzen berechnen lassen. 3 ) 



J ) T. J. J. See gibt in Researches on the evolution of the stellar 

 Systems, vol. I. p. 235 für das Lichtverhältnis beider Sterne 1 : 1*59 an. 



2 ) Sie ist für S allein nach J. Bessert, a. a. 0. in 100 Jahren in 

 Rektaszension -J- 010 s , in Deklination — 32*0 S . 



3 ) Ueber die Bahnbestimmung von Doppelsternen s. z. B. J. Bau- 

 sc hinger, Die Bahnbestimmung der Himmelskörper, Leipzig, Engelmann, 

 1906, W. Klinkerfues, Theoretische Astronomie, Braunschweig, 1899, 

 T. J. J. See, Researches on the evolution of the stellar Systems, vol. 1. 1896, 

 W. Valentiner, Handwörterbuch der Astronomie, Breslau, 1897, Bd. 1, 

 S. 676 ff., Artikel von H. v. Seeliger, mit weiteren Literaturangaben. 



