Ueber den J loppeletern Nr. Gl Cygni.

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A11. Deel.

1690 .. . + _ 9j'61 —1 ö;'3ö

1754 ... — 2,26 + 0,64

1784 . . . + 0,85 — 0,14

1794 ... — 12,19 — 0,04

Bei Hevel’s Beobachtung gibt sie die Rectascen-sion 307"6 und die Declinatiou 39J'7 kleiner an; alleinman kann dieser Beobachtung aus den angeführtenBränden nicht trauen; desto weniger, da das schwacheLicht des Sterns seine Beobachtung mit unbewaffnetemAuge noch unsicherer machen musste, als IIevel’sBeobachtungen ohnedies zu sein pflegen.

Piazzi’s Rectascension würde nach der Formel auf1794,86 und seine Decliuation auf 1795,17 fallen, inwelcher Zeit in der Tliat die meisten dem Cataloge zum0runde liegenden Beobachtungen gemacht wurden.

Die durch die angeführten Beobachtungen erwieseneeigene Bewegung der beiden Sterne lässt keinen Zweifelmehr übrig, dass sie wirklich, und nicht blos schein-bar, einen Doppelstern ausmachen. Eine Bewegung derSterne um ihren gemeinschaftlichen Schwerpunkt istalso nothwendig, wenn sie nicht zusammenfallen sollen.Die sechs Beobachtungen ihrer relativen Lage [1753,8,1780,7, 1784,8, 1793,6, Biazzi, 1812,3], zeigen in derTliat diese Bewegung. Allein es ist zu bedauern, dasssie zum Tlieil nicht in der Absicht angestellt wurden,die Lage der Sterne gegen einander mit grosser Ge-nauigkeit dadurch festzusetzen; — nur beiläufig notirtend’Aoklet und Lalande nach einzelnen Beobachtungenden Unterschied des kleinen Sterns und es darf unsnicht wundern, hier kleine Unregelmässigkeiten zu lin-den, deren Vermeidung weit grössere Sorgfalt geforderthaben würde, als wirklich angewandt wurde. Gegendie Bestimmung von Fuzzi kann man erinnern, dassdie des kleinen Sterns auf wenigem Beobachtungenberuht, als die des grossen: also wahrscheinlich nichtgleichzeitig, und deshalb mit einem andern Reductions-feliler behaftet ist. Ohne Zweifel verdienen die dreiBestimmungen von Bradley, Beuschel und mir dasmeiste Vertrauen; auch weisen sie den Sternen eineziemlich regelmässige Bewegung um einander an; alleins ie sind doch nicht fein genug, um die Umlaufszeitmul die übrigen Elemente der Bahn mit einiger Sicher-Leit jetzt schon angehen zu können. Offenbar zeigtsich dieses dadurch, dass die durch diese Beobachtungengezogene Curve ihre erhabene Seite dem grösserenSterne zuwendet, welches unvereinbar mit der Beweg-ung in Kegelschnitten ist. Der einzige Schluss, denman mit einiger Sicherheit aus den Beobachtungen

ziehen kann, ist, dass die Sterne, indem sie in ihrenscheinbaren Ellipsen um den gemeinschaftlichen Schwer-punkt, seit Brahleys Zeiten, der kleinen Axe zuge-riiekt zu sein scheinen, noch nicht über J, ihrer Bahndurchlaufen haben, woraus eine Umlaufszeit von mehrals 350 Jahren folgt.

Gelingt es uns, die jährliche Parallaxe dieses Ster-nenpaares zu beobachten und aus ihren gegenseitigenStellungen ihre mittlere Entfernung und Umlaufszeitzu erkennen, so würden wir daraus die Summe ihrerMassen berechnen können. Gäben uns die währendeiner langen Reihe von Jahren angestellten absolutenBeobachtungen beider Sterne überdies den Funkt zuerkennen, der zwischen beiden relativ ruhend ist, denSchwerpunkt, so würden wir auch das Verliältniss derMassen, und damit die Massen selbst bestimmen kön-nen. Es ist daher sehr zu wünschen, dass die mit vor-trefflichen llülfsmitteln versehenen Astronomen sichdieses merkwürdigen Sternenpaares mit Eifer anneh-men, um dadurch diese interessanten Bestimmungen,die sehr zur Kenntniss des Sternenhimmels beitragenwürden, zu erhalten.

Es scheint mir nicht unwahrscheinlich, dass wirschon nach einigen Decennien Data besitzen können, dieElemente der Balm mit einiger Sicherheit zu bestimmen.Auch glaube ich, dass die jährliche Farallaxe diesesSternenpaars sich unsern Beobachtungen nicht entziehenwird. Meine Gründe dafür sind folgende: die starkeBewegung macht eine verhältnissmässig geringe Ent-fernung wahrscheinlich; desto mehr, da die Richtungder Bewegung in die Gegend des Himmels fällt, inwelche wahrscheinlich die Directionslinie der Sonnen-bewegung trifft, also parallactiscli zu sein scheint, und,indem die Bewegung alsdann der Entfernung umgekehrtproportional ist, auf eine geringere Entfernung, als dieder übrigen Sterne deutet. Einen zweiten Grund gibtmir die Theorie der Bewegung in Kegelschnitten, nachwelcher bekanntlich

wenn x die Umlaufszeit, in Sideraljahren ausgedrückt;p die Summe der Massen; n den Winkel, unter welchemsich die halbe grosse Axe der Bahn uns darstellenwürde, wenn sie senkrecht auf der Gesichtslinie stände;n die jährliche Farallaxe bedeuten. Wollte man eswagen, in der hieraus ffiessenden Gleichung

a

n = 1t'* fl'*

a = 25", r = 400 Jahre, und ft der Sonnenmasse gleichzu setzen, so würde man jr = 0"46 erhalten [vergl.