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By J. Hopmann (auth.)

ISBN-10: 3642938612

ISBN-13: 9783642938610

ISBN-10: 364294261X

ISBN-13: 9783642942617

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Anders bei der trigonometrischen Methode, wo ein Fehler urn so verhangnisvoller wirkt, je kleiner die Parallaxe ist. Infolgedessen werden von einer gewissen Grenze ab, die unter den gegenwartigen Umstanden etwa bei liegt, die basislosen Methoden der trigonometrischen an prozentualer Genauigkeit iiberlegen, immer unter der Voraussetzung, daB die Eichkurven hinreichend sicher bestimmt sind. Zuweilen handelt es sich urn Eigenschaften der Sterne, die sich bis zu den allerauBersten, den Instrumenten noeh eben zuganglichen Helligkeiten verfolgen lassen.

Es diirfte sich verlohnen, in dieser Richtung einen griindlichen VorstoB zu unternehmen. Ein zweiter Punkt ist das bisherige Verfahren zur Feststellung der Intensitatsverhaltnisse. Hier sind nur Schiitzungen nach einem dem ARGELANDERschen Stufenverfahren entsprechenden Modus ausgefiihrt worden und man sallte vermuten, daB da mikrophotometrisch sieher Fortschritte zu mach en sind. Endlich, meinen wir, sollte man davon abkommen, den Spektraltypus direkt in die Betrachtungen einzufiihren. Es hat sich von Amerika her so eingebiirgert, dieses Element als maBgeblich zu betrachten.

Sie erstreckt sich auf Doppelsterne und enthalt eigentlich zwei verschiedene Verfahren, je nachdem die Bahnelemente des Systems vollstandig bekannt oder nur eine merkliche Bahnbewegung festgestellt ist. 1m ersten FaIle gilt bekanntlich das dritte KEPLERsche Gesetz in der Form (27): ntI "3 + nt2 = a" 3 • % I Iij2 , wo mI und 11t2 die Massen der Komponenten in Einheiten der Sonnenmasse, a" und 1'&" die groBe Achse und die Parallaxe in Bogensekunden und U die Umlaufszeit in jahren bedeuten. a" und U sind als bekannt angenommen; also ist 1'&" berechenbar, sobald uber m I m 2 eine geeignete Annahme gemacht werden kann.

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by Steven
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