210 
Hugo Seeliger. 
Werden diese Vorschriften auf den vorliegenden Fall angewendet, so findet man: 
a! — 5 r 63 
m' 
T -=2-36 
1-t-m 
n' = 0 ? 654. 
also Werthe, die mit Ausnahme von n', fast gar nicht von den angenommenen abweichen. Wir können daraus 
jedenfalls den Schluss ziehen, dass die soeben angestellte Überlegung weder gegen die angenommenen 
Massen werthe, noch gegen die Voraussetzung spricht, -dass sich G in einer Bahn bewegt, die zum Mindesten 
nicht stark gegen die Projectionsebene geneigt ist. 
§• 10 . 
Ich will nun zur Untersuchung der Bewegung des entfernteren Sternes 0 übergehen. 
Während bei der Betrachtung der Bewegung von B, die Frage nach der von G ausgeübten störenden 
Wirkung mehr in den Vordergrund trat, sind es Anomalien anderer Art, welche mich, abgesehen von dem Ver¬ 
langen das System 5 Gancri auch in diesem 'I heile zu verfolgen, zu einer etwas eingehenderen Beschäftigung 
mit dem Sterne C veranlassten. Wir wissen, dass die störenden Einflüsse, die dadurch entstehen, dass die 
Bewegung nicht um einen einzigen Centralkörper erfolgt, nur unbedeutend sein können, indem die gegen¬ 
seitige Entfernung der Sterne A und B, vergleichsweise zu der Entfernung von C, sehr klein ist. Ferner ist 
bekannt, dass sich 0 um einen Punkt, der die Entfernung AB in einem constanten Verhältnisse theilt, nahezu 
in einem Kegelschnitte bewegen muss. Diese Bewegung wird nun in den Messungsresultaten in Folge ver¬ 
schiedener Umstände entstellt erscheinen. 
Abgesehen von später näher zu erörternden Verhältnissen, ist a priori einzusehen , dass die Beobachtungs¬ 
tehler selbst, weil von der Stellung von B gegen A abhängig, eine Complication enthalten werden, die vorder¬ 
hand nicht vollständig beseitigt werden kann. Während nicht recht abzusehen ist, wie die Beobachtung der 
Lage des Sternes B gegen A, ausser in Ausnahmsfällen, durch den dritten Stern beeinflusst werden soll, werden 
wir im Gegentheile bei 0 anzunehmen haben, dass seine Beobachtung dadurch von Fehlern, die sich nicht 
gehörig übersehen lassen, entstellt werden muss, dass man seine Lago entweder nicht auf einen festen Punkt 
bezieht, oder auf einen Stern, in dessen unmittelbarer Nähe ein anderer Stern von fast gleicher Helligkeit und 
obendrein in einer mit derZeit wechselnden Lichtung sich vorfindet. Man wird sich desshalb begnügen müssen, 
die fiii die Bewegung von C aufzustellenden Formeln nur mit Wahrscheinlichkeit im Sinne einer mechanischen 
Auffassung zu interpretiren. Ferner wissen wir, dass die vorliegenden Beobachtungen nur einen kleinen Bogen 
umfassen. Ein Versuch aus diesem Bogen auf die wahre Bewegung im Baume zu schliessen, wurde desshalb 
bereits bei fiüherei Gelegenlieit als aussichtslos bezeichnet. Wir werden demgemäss Uber diesen Punkt nicht 
ins Klare kommen können und an der übrigens für das Folgende unwesentlichen Vorausssetzung festzuhalten 
haben, dass die Bewegung von C in der Projectionsebene vor sich geht. Die Methoden, welche im Folgenden 
zu befolgen sind, sind durch die geschilderte Sachlage unzweideutig vorgeschricbcn. Man hat zunächst die 
Bewegung von G, so gut dies geht, durch eine Interpolationsformel darzustellen und daran den Versuch zu 
knüplen, die einzelnen Glieder der gefundenen Formel einer sachgemässen Interpretation zu unterwerfen. 
Der Stern G ist von den verschiedenen Beobachtern, theils mit einem der beiden Sterne A und B, theils 
mit dem in der Mitte von A und B liegenden Punkte 
verglichen worden. Es ist desshalb zuerst noth- 
wendig zuverlässige Grundlagen zur Reduction der Beobachtungen von AG, BO und C auf einander 
zu gewinnen. Ich habe zu diesem Zwecke die weiter unten angeführten Beobachtungen, jedoch mit Ausnahme 
der den letzten Jahren angehörigen und den Mädler’schen, mit provisorischen Ecductionselementen auf MC 
reducirt und in die folgenden Jahresmittel vereinigt. Hierauf wurden die Elemente II zur Berechnung der 
Positionen von B gegen A benützt und mit ihnen aus den erwähnten Jahresmitteln die Correctionen berechnet, 
