Fixsternsystem 



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die ganze Fixsternwelt als gltig annehmen 

 drfen, ein Doppelsternsystem nur dann als 

 solches bestehen kann, wenn beide Krper 

 sieh um den gemeinsamen Schwerpunkt 

 in Ellipsen bewegen, so mu die Verbin- 

 dungslinie der beiden Sterne im Laufe der 

 Zeit ihre Gre und Richtung ndern. Es 

 ist nun die Aufgabe des Astronomen, aus 

 diesen Aenderungen die Ellipse, welche 

 einer der beiden Sterne um den anderen, 

 als ruhend angenommenen Stern beschreibt, 

 ihrer Lage und Gestalt nach zu bestimmen. 

 Kennt man von einem Doppelstern 

 die Parallaxe, also seine Entfernung von 

 uns, so kann man die halbe groe Achse der 

 Bahnellipse, welche ein Krper um den 

 anderen beschreibt und welche man zu- 

 nchst in Bogensekunden erhlt, auch in 

 Lngeneinheiten ausdrcken. Als solche 

 pflegt man die Entfernung der Erde von der 

 Sonne zu nehmen. Weiter findet man dann 

 aber auch, wenn man die Dimensionen und 

 die Umlaufszeit des Doppelsternsystems mit 



den entsprechenden Gren unseres Sonnen- 

 1 Systems vergleicht, wie viel Sonnenmassen 

 die Masse des Doppelsterns gleichkommt, 

 und mit man nicht nur die relative Lage 

 ! der Komponenten, sondern auch die Lage 

 wenigstens einer derselben gegen einen be- 

 nachbarten Fixstern, so erhlt man noch die 

 Lage des Schwerpunktes des Doppelstern- 

 systems. Das Verhltnis aber der beiden 

 Strecken, in welche durch den Schwerpunkt 

 die Entfernung der beiden Komponenten 

 geteilt wird, ist gleich dem der Massen der 

 letzteren. Bis jetzt hat man bei 5 Doppel- 

 sternen diese Bestimmungen ausgefhrt und 

 die im folgenden Tf eichen zusammen- 

 gestellten Werte erhalten, wobei p die 

 Parallaxe, a die mittlere Entfernung der 

 beiden Komponenten in Bogenma, a die- 

 selbe in Einheiten der Entfernung der Erde 

 von der Sonne, U die Umlaufszeit in Jahren 

 und m 1 und m 2 die in Einheiten der Sonnen- 

 masse ausgedrckten Massen der einzelnen 

 Komponenten sind. 



Name des Sternes 



Gre der| 

 Kompo- | 

 neu ten 



U 



m, 



in, 



a Centauri . . . 



Sirius 



| Ursae major is. 

 Herculis . . . 

 70 Ophiuchi . , 



o i 



-i,7 9 

 4 5 

 3 6,5 

 4,5 6 



o, 75 



o,37 

 0,17 



0,17 



0,17 



Hieraus sowie aus den Bestimmungen 

 der Gesamtmassen anderer Doppelsterne 

 scheint der Schlu erlaubt, da die Massen 

 der Doppelsternkomponenten im allgemeinen 

 von der Grenordnung der Sonnenmasse 

 sind. Dagegen stehen die Massen keineswegs 

 im Verhltnis der Helligkeiten, wie man es 

 annhernd vielleicht erwarten sollte. So 

 unterscheidet sich die hellere Komponente 

 von a Centauri um eine Grenklasse von 

 der schwcheren, sendet also 2,5 mal so viel 

 Licht aus wie diese, sie bertrifft sie aber 

 kaum an Masse. Besonders auffallend ist 

 der Unterschied zwischen dem Helligkeits- 

 und dem Massenverhltnis bei Sirius. Der 

 hellere Stern leuchtet etwa 20 000 mal so 

 stark wie der schwchere, hat aber nur das 

 2,5 fache seiner Masse. Wie wir unter 4d 

 gesehen haben, besteht auch bei Algol und 

 den anderen vernderlichen Sternen dieses 

 Typus eine ebensolche Verschiedenheit zwi- 

 schen Helligkeits- und Massenverhltnis. 



Da im, Gegensatz zu diesen Resultaten 

 die hellen roten Sterne nach den in 4a an- 

 gestellten Erwgungen wahrscheinlich Massen 

 besitzen, welche sehr viel grer sind als die 

 Sonnenmasse, sei, obwohl dort bereits be- 

 sprochen, doch hier nicht unerwhnt ge- 

 lassen. 



1,0 

 1,0 



,5 

 0,1 

 1.1 



Die Entdeckung der Doppelsternnatur 

 \ von Sirius und Prokyon verdanken wir den 



scharfsinnigen Untersuchungen Bessels, 

 ' welcher aus den ber lngere Jahre sich 



erstreckenden Positionsbestimmungen dieser 



Sterne eine unregelmige 



die er 



Eigenbewegung 



derselben erkannte, fr die er als Grund die 

 Strungen durch einen Begleiter angab. 

 Seine Behauptung wurde vielfach ange- 

 fochten und erst nach seinem Tod als richtig 

 erwiesen; im Jahre 1862 fand der Optiker 

 A. G. Clark (1832 bis 1897 in Cambridgeport, 

 Mass.) den Begleiter des Sirius als ein 

 Sternchen von etwa 9. Gre in 10" Abstand 

 vom Hauptstern und im Jahre 1896 

 Schaeberle auf der Licksternwarte mit 

 dem Refraktor von 91 cm Objektivffnung 

 und 18 m Brennweite den Begleiter des 

 Prokyon als Sternchen 13. Gre in 4 1 / 2 " Ab- 

 stand. Die grte und kleinste Entfernung 

 des #mws-Begleiters vom Hauptstern betrgt 

 12" und 3", seine Umlaufszeit ist 49,3 Jahre, 

 whrend die des Prokyon-Begleitevs etwa 

 40 Jahre betragen drfte. Wie bei Sirius 

 sind auch bei anderen Doppelsternen die 

 Bahnen meist stark exzentrisch. 



Strungen durch einen dritten, 

 jedoch nicht sichtbaren Krper sind 

 jedenfalls, welche bei den Doppelsternen 



uns 

 es 



