des Periastron und Apastron, 
d. h. der Sternnähe und Sternferne ohne Schwierigkeit bestimmen, 
denn der Nebenstern befindet sich, nach dem Früheren, in den Apsiden 
seiner Bahn, wenn seine Projektion in die Schnittpunkte der Ver 
bindungslinie SM (Fig. 36) mit dem Umfange der Projektionsellipse 
fällt. Nun lassen sich aber, wenn die letztere der Lage und Größe 
nach bekannt ist, die Örter dieser Schnittpunkte berechnen und — da 
die Flächengeschwindigkeit bereits feststeht — auch ihre Zeiten. 
Nach diesen Erörterungen können wir uns bezüglich der Berech 
nung sowohl der scheinbaren als wahren Bahn kurz fassen, zumal es 
hier lediglich unser Zweck ist, die Aufmerksamkeit des Lesers auf die 
vorzugsweise maßgebenden Gesichtspunkte hinzulenken. 
4. Bestimmung der Projektionsellipse. 
Bei der soeben erläuterten Berechnung der Projektion des ellip 
tischen Sektors, der Umlaufszeit und der Zeiten der Apsiden wurde die 
Projektionsellipse, nach Größe und Lage, als bekannt vorausgesetzt. 
Als nächste Aufgabe ergiebt sich deshalb, zu zeigen, wie aus den Be 
obachtungen die Projektionsellipse gefunden wird. 
Wir gehen dabei von der einfachsten Annahme aus, daß nämlich 
fünf Positionen, d. h. fünf Distanzen und Positionswinkel 
vermöge der Beobachtungen gegeben seien. 
Da eine Ellipse (überhaupt ein Kegelschnitt) der Größe und Lage 
nach aus fünf Punkten unmittelbar bestimmbar ist, so unterliegt in 
diesem Falle die Berechnung der Projektionsellipse keinerlei Schwierig 
keiten, und es wird genügen, das hierbei anzuwendende Verfahren kurz 
in Erinnerung zu bringen, indem wir folgendes fingierte System von 
Beobachtungen zu Grunde legen (s. Fig. 37): 
Qi = 4 ; Pi = 0 
q 2 = 2,74874; p 2 = 43° 18',84 
q s = 2,23607; p 3 = 63° 26',10 
?4 = 1,79505; p 4 = 123° 51',27