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2) cos oj = cos b 2 . cos l, 
8) cos (w + y) = cos b 3 cos ß 4- p 3 — p 2 ), 
Welche mit der oben entwickelten Gleichung 
608 dg £>2 [1 -j- f COS (p 2 \ 
4) cos b 3 e>3 [1 + « COS (</2 + v)j 
zur Bestimmung der vier Unbekannten 
k, co , b 2 , b 3 
hinreichend sind und dann unmittelbar zur Berechnung 
der Neigung i 
verwendet werden können. 
Durch den Winkel l ist der Abstand des Knotens von der zweiten 
Position gegeben. Die der Knotenlinie entsprechende, aus der Pro 
jektionsellipse ohne weiteres bestimmbare 
Distanz q 0 (cf. Fig. 89) 
ist offenbar zugleich ein Leitstrahl der Hauptellipse. Bezeichnen wir, 
von diesem Gesichtspunkte aus, die erwähnte Distanz 
durch i'o, 
dann sind nunmehr auch — da nach dem Obigen die Verhältnisse 
— und — aus der Excentricität e und den wahren Anomalien cn 2 — co, 
h *0 
</) 2 und q) 2 + y hervorgehen '— die Leitstrahlen 
r 2 und r 3 
als bekannt zu betrachten. 
Aus den drei Leitstrahlen 
r 0 , r 2 und r 3 
sowie ihren Zwischenwinkeln 
co und v 
lassen sich aber alle noch fehlenden Elemente der wahren Bahn 
in bekannter Weise herleiten. 
Anmerkung. 
Die vorhergehende Bestimmung einer Doppelsternbahn gründet 
sich auf die Beobachtung 
von fünf Positionen 
und die Kenntnis 
der Zeiten zweier Positionen.