426 
u — u 0 cos 
2 jr 
~T 
(*-*„) 
(1 
Als >: zeer klein is vindt men dan voor de vergelijking (2) de 
benaderde uitdrukking 
’2jt 
T (T— T«) + * 
2 jx u n A 2jt 
T 
C0S Y r °) 
(2) 
waar natuurlijk u, u 0 , c, A, r en T alle in dezelfde eenheden (b.v. 
K. M. en sec.) moeten uitgedrukt zijn. Er zal dus in de waargenomen 
snelheden een schijnbare excentriciteit optreden, waarvan de waarde is 
71 U n A 
X — 
T 
Deze stelt zich samen met de ware, en is daarvan door de waar- 
nemingen niet te scheiden. 
Het is nu gemakkelijk een bovenste grens voor x aan te geven. 
Nemen wij b.v. een goed bekende ster als ft Anrigae. 
De waarnemingen leveren 
p = 0".014 e = 0.005 u 0 = 110 T= 3.96 dagen. 
Neemt men nu als grootste waarde voor de parallax p en do 
excentriciteit e, die nog niet met de waarnemingen in strijd zijn 
p < ^ 0".05, dus A j> 65 lichtjaren, 
e < 0.015, 
dan vindt men 
x < 0.002. 
De kleinste waarden voor de bovenste grens worden natuurlijk 
geleverd door de eterren met de kleinste parallaxen. Van de meeste 
spectroscopische dubbelsterren is helaas de parallax nog onbekend, 
en is liet dus niet mogelijk een getallenwaarde aan te geven, hoewel 
het als zeker mag worden aangenomen dat die in de meeste gevallen 
nog kleiner zou worden dan de boven gevondene. 
Naschrift. Bij de discussies in de vergadering werd de opmerking 
gemaakt (door den Heer Korteweg), dat het wel kon zijn dat $ 
Anrigae toevallig een ware excentriciteit bezat, die de schijnbare, 
door de beweging voortgebrachte juist ophief. Deze opmerking is 
natuurlijk volkomen juist. Was b.v. die ware excentriciteit e = 0.90 
(wat juist voor Anrigae buitengewoon onaannemelijk is wegens 
de waarschijnlijke groote afmetingen der beide componenten in 
vergelijking met den ouderlingen afstand), dan zou men vinden [met 
p = O”. 05, en er van af ziende dat voor zoo groote e de boven 
gegeven benaderde formule niet meer geldig is] x = 0.12. Kende 
men dus slechts deze ééne ster, zoo zou dit als bovenste grens 
