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Stumpe. Celoria. 111 des gesammten Fixsternsystems parallel der Milchstrassenebene vor kommen. Die Gleichungen wurden in vier Gruppen getheilt, und zwar je nach dem Betrage der Eigenbewegungen: Gruppe Eigenbewegung Sterne 1 0,16" bis 0,32" 551 II 0,32" „ 0,64" 340 III 0,64" „ 1,28" 105 IV 1,28" und mehr 58 Die Drehung des Sternsystems parallel der Milchstrasse kann, was auch Bolte und L. Struve gefunden haben, vernachlässigt werden; sie ist jedenfalls minimal. Für die Richtung der Sonnen bewegung und die relative Grösse ergeben sich die Werthe: I . . . . . AR = 287.4° D = + 42,0« - = 0,140' 11 . . . . . 279,7° + 40,5° 0,295' III .. . . . 287,9° 4- 32.1° 0,608' IV . . . . . 285,2° 4- 30,4° 2,057' Die Geschwindigkeit, welche die Sonne für einen Stern in der Ent fernung p zeigen würde (wenn dieselbe nicht perspectivisch verkürzt .. c ist), nämlich wächst somit gleichzeitig mit zunehmender schein barer Sternbewegung; für die vier Gruppen hätte man nämlich die folgenden Mittel der Eigenbewegungen: I = 0,23", II =0,43", III = 0,83", IV = 2,39". Daraus folgt, dass in der That die Eigenbewegungen ein sehr gutes Maass für die Entfernungen der Sterne liefern, was man von den Helligkeiten der Sterne nicht sagen kann. Denn die mittleren Grössen der Sterne im obigen Gruppen sind 6,0, 6,7, 6,1 und 6,5, also dieselben. Die Sterne bieten daher viel weniger Verschiedenheiten bezüglich ihrer Eigen bewegungen als in ihrer absoluten Leuchtkraft. c) Doppelsterne. G. Celoria. Orbita di u 2 Herculis, A. Clark 7. Astr. Nachr. 123, 329—331 1- Von diesem 1856 entdeckten, rasch bewegten Doppelsterne liegen bis 1888 zahlreiche Messungen vor, aus denen Celoria die Umlaufszeit (C) = 40,65 Jahre, die Excentricität (e) = 0,14853, also sehr mässig für einen Doppelstern, und die halbe grosse Axe (a) ~ 1,28" ableitet. Die Distanzen werden aber durch diese Bahn nicht befriedigend dargestellt.