loi 
de  1* Académie  de  Saint-Pétersbourg 
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8.  U Eber  dieDoppelsterneNo.  1263cnd1516 
des  Dorpater  Catalog.  Vom  Canditaten 
F.  FEDORENKO  in  Pdlrowa.  (Lu  le  i no- 
vembre 1850.) 
1)  Ueber  den  Doppelstern  No.  1263. 
Der  Doppelstern,  der  in  Struves  Catalog  von  1827  unter 
No.  1263  verzeichnet  ist,  steht  sehr  merkwürdig  wegen  der 
starken  Veränderung  der  relativen  Position  der  einzelnen 
Sterne.  Seine  im  Catalog  gegebene  Position  für  1827  ist 
a = 8^'  33,7,  d = 42°  19'.  Der  grössere  Stern  ist  von  weiss- 
gelblicher Farbe  und  gehört  zu  den  Sternen  der  7,6  Grösse; 
der  kleinere,  der  weisse  Farbe  hat,  ist  ein  Stern  von  8,2 
Grösse. 
Eine  Untersuchung  über  diesen  Stern  befindet  sich  schon 
in  dem  Werke:  Mens,  microm.  stell,  dupl.  p.  93,  wo  er  den 
Sternen  der  4ten  Classe  zugezählt  wird.  Sie  erstreckt  sich 
auf  die  Beobachtungen  in  der  Zwischenzeit  von  1828  bis 
1835.  Eine  Fortsetzung  dieser  Untersuchung,  welche  die 
Beobachtungen  bis  1839  umfasst,  befindet  sich  in  Additam. 
in  Str.  mens,  microm.  Die  Absicht  dieser  Untersuchungen  war, 
zu  bestimmen,  ob  die  einzelnen  Sterne  durch  ein  physisches 
Band  mit  einander  verbunden  , oder  nur  optisch  doppelt 
sind.  Es  ergab  sich  das  Resultat,  dass  die  relative  Bewegung 
des  kleineren  Sterns  ganz  geradlinig  und  gleichförmig  ist. 
Obgleich  dieses  Resultat  aus  Beobachtungen  hervorgegangen 
ist,  welche  11  Jahre  umfassen,  in  welcher  Zeit  die  relative 
Entfernung  der  beiden  Sterne  von  4^9  bis  auf  ll)6  zuge- 
nommen hatte,  so  ist  deshalb  doch  noch  nicht  bewiesen, 
dass  ein  physischer  Zusammenhang  zwischen  ihnen  nicht  be- 
steht, indem  sich  ein  Theil  der  relativen  Bahn  beider  Sterne, 
wenn  sie  eine  bedeutende  scheinbare  Excentricität  hat,  durch 
längere  Perioden  nahezu  als  eine  gerade  Linie  darstellen 
können. 
Von  der  Epoche  1839  bis  zu  der  gegenwärtigen  Zeit  wurde 
dieser  Stern  auf  der  Pulkowaer  Sternwarte  von  Otto  Struve 
beobachtet.  Ich  habe  diese  Beobachtungen  benutzt,  um  die 
Untersuchung  zu  wiederholen.  Ich  gebe  hier  zunächst  das 
Verzeichniss  der  Jahresmittel  der  seit  1828  beobachteten  re- 
lativen Stellungen  der  beiden  Sterne. 
Epoche 
Entfer- 
nung 
= e 
Positions- 
winkel 
= P 
Zahl  der 
Beohcht. 
e sin  P = x 
e cos  P — y 
1828,36 
4*860 
359°  0' 
1 
— 0,085 
-4-  4', '859 
1829,36 
5,430 
4 7 
2 
-4-  0,390 
-4-  5,416 
1831,31 
7,080 
4 57 
0 
-4-  0,611 
-4-  7,054 
1832,33 
7,455 
7 16 
2 
-4-  0,943 
-4-  7,395 
1833,29 
7,973 
8 0 
3 
-4-  1,110 
-4-  7,895 
1834,36 
8,933 
8 24 
3 
-4-  1,305 
-4-  8,837 
1835,35 
9,595 
9 17 
4 
-4-  1,548 
-4-  9,469 
1836,41 
10,325 
9 36 
2 
-4-  1,722 
-+-10,181 
1837,39 
10,770 
11  36 
1 
-4-  2,166 
-4-10,550 
1838,34 
11,630 
11  51 
2 
-4-  2,388 
-4-11,382 
1840,27 
12,998 
12  25 
4 
-4-  2,795 
-4-12,694 
4845,31 
16,660 
14  51 
2 
-4-  4,270 
-t-16,103 
1847,99 
18,317 
16  10 
3 
-4-  5,100 
-4-17,593 
1849,32 
19,277 
16  9 
2 
-4-  5,362 
-4-18,516 
1850,29 
20,091 
15  57 
2 
-4-  5,520 
-4-19,317 
In  Voraussetzung  einer  gradlinigen  und  gleichförmigen  Be- 
wegung findet  man  aus  diesen  Beobachtungen  durch  die  Me- 
thode der  kleinsten  Quadrate  folgende  wahrscheinlichsten 
Werthe  von  x und  y für  1839,0  und  auch  ihre  jährlichen 
Veränderungen  f und  r],  indem  man  jedem  Jahresmittel  die 
Genauigkeit  zuschreibt,  welche  der  Zahl  der  Beobachtungen 
entspricht. 
x = -t-  2)594  mit  dem  wahrsch.  Fehler  0,023 
y =-4-  1 1,823  » >•  ..  » 0,022 
i =-+-  0,2610  - » » » 0,0034 
V—-+-  0,6551  » - 0,0033 
Ich  habe  in  meinen  Rechnungen  vorausgesetzt , dass  für 
alle  Distanzen  dieselbe  Genauigkeit  der  Messungen  gilt,  so 
wie  dass  die  Genauigkeit  einer  einzelnen  gemessenen  Distanz 
derjenigen  einer  einzelnen  gemessenen  Richtung  gleich  ist. 
Nach  dem  vorgehenden  erhält  man  x und  y für  jede  Zeit 
= t durch  die  Formel: 
x = 2"594  -+-  0)'2610  [t  - 1839,0) 
y =-4-  11,823-4-0,6551  (t  — 1839,0) 
und  folglich 
e=V [146,521  -4-16,8453  (/— 1839,0)-t-0, 4973  {t— 1839,0)*] 
tang  P = 0,2194 
l-f-0,1001  [t  — 1839,0) 
1 —4-  0,0554  (*  - 1839,0)  ’ 
Die  Vergleichung  dieser  Formeln  mit  den  Beobachtungen 
giebt  folgende  Abweichungen: 
Epoche 
berechnet 
e 
berechnet 
P 
de 
dP 
e sin  dP 
1828,36 
4', '857 
357°  51' 
-4-  0,003 
-4-  1°  9' 
-4-  o)'035 
1829,36 
5,509 
0 49 
- 0,079 
-4-  3 11 
-4-  0,306 
4831,31 
6,811 
4 47 
-4-  0,269 
0 0 
0,000 
1832,33 
7,503 
6 32 
— 0,048 
-1-  44 
-4-  0,096 
1833,29 
8,157 
7 47 
— 0,184 
-4-  13 
-4-  0,031 
1834,36 
8,890 
8 56 
-4-  0,043 
- 32 
- 0,085 
1835,35 
9,574 
9 52 
-4-  0,021 
- 35 
— 0,098 
1836,41 
10,307 
10  43 
-4-  0,018 
— 1 7 
— 0,201 
1837,39 
10,986 
11  25 
— 0,216 
-4-0  11 
-4-  0,035 
1838,34 
11,646 
12  0 
— 0,016 
— 9 
— 0,030 
1840,27 
12,989 
13  1 
-+-  0,009 
- 36 
— 0,136 
1845,31 
16  510 
14  53 
-4-  0,150 
- 2 
— 0,010 
1847,99 
18,389 
15  35 
- 0,072 
-4-  35 
-4-  0,187 
1849,32 
19,322 
15  53 
— 0,045 
-4-  16 
-4-  0,090 
1850,29 
20,000 
16  5 
-4-  0,091 
— 8 
— 0,047 
Hier  bemerken  wir,  dass  die  Abweichungen  de  und  e sin  dP 
kein  Gesetz  haben  und  den  zufälligen  Fehlern  der  Beobach- 
tungen zugeschrieben  werden  dürfen,  und  folglich  erweisen 
sie  die  Geradlinigkeit  und  Gleichförmigkeit  der  relativen  Be- 
wegung. Indem  wir  dies  voraussetzen,  finden  wir  aus  den 
Abweichungen  de  und  e sin  dP  die  wahrscheinlichen  Fehler 
einer  einzelnen  Beobachtung  der  Distanz  =0, 134  und  einer 
Richtung  = 0, 127,  welche  also  fast  vollkommen  unter  einan- 
der übereinstimmen.  Darauf  finden  wir  durch  DifTerenziirung 
unserer  Formel  das  Minimum  der  Distanz  = 1,967,  welches 
für  die  Epoche  1822,07  gilt. 
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